les etoiles

Les étoiles

Définition d'une étoile

Masse lumineuse de gaz de forme sphérique, qui génère de l'énergie en son centre, par des processus de fusion nucléaire. La masse minimale nécessaire pour que se forme une étoile est d'environ 1/20e de celle du Soleil. En dessous de cette limite, l'énergie de gravitation libérée lorsque la masse se condense est insuffisante pour élever la température jusqu'au point de fusion de l'hydrogène en hélium. Les étoiles les plus lourdes connues ont une masse d'environ 100 fois celle du Soleil. La masse est le facteur principal qui détermine la température et la luminosité d'une étoile durant son existence en tant qu' étoile de la séquence principale, c'est-à-dire durant la période au cours de laquelle l'hydrogène de son noyau constitue son combustible nucléaire. Les étoiles sont principalement constituées d'hydrogène, l'hélium étant leur second composant principal. Le Soleil, qui par maints aspects est une étoile plutôt moyenne, est constitué à 94 % d'atomes d'hydrogène, à 5,9 % d'hélium et à 0,1 % d'autres éléments. Sa masse provient pour 73 % de l'hydrogène, pour 25 % de l'hélium, pour 0,8 % du carbone et pour 0,9 % d'autres éléments.

Diagramme des étoiles de Hertzsprung-Russell (Diagramme HR)

Diagramme de Hertzsprung-Russell. Diagramme schématique montrant la séquence principale et les zones occupées par les étoiles aux différents stades de leur évolution. La magnitude absolue est tracée en fonction de l'indice de couleur dans cet exemple. Les lignes en pointillés relient des étoiles de luminosité différente avec les mêmes types spectraux, mais d'indices de couleur différents.

Graphe indiquant, pour tout modèle d'étoile, la relation entre leur type spectral et leur luminosité (voir illustration).
On peut représenter sur l'axe horizontal la couleur, la température ou toute autre quantité comparable pouvant être substituée au type spectral. Par convention, la température diminue vers la droite. Pour l'échelle verticale, on utilise fréquemment soit la magnitude soit la luminosité par rapport au Soleil. Le graphe qui en résulte peut aussi s'appeler diagramme couleur-magnitude ou diagramme couleur-luminosité selon les quantités utilisées.
Ce qui est maintenant connu comme le diagramme de Hertzsprung-Russell a été d'abord tracé par Henry Norris Russell en 1913. On s'est rendu compte plus tard que Ejnar Hertzsprung avait de son côté développé les mêmes idées à peu près à la même période.
Toute étoile dont le type spectral et la luminosité sont connus peut être représentée par un point unique sur le diagramme HR. Mais celui-ci ne prend toute sa signification que quand on s'intéresse à un groupe d'étoiles comme un amas d'étoiles. Pour tout échantillon d'étoiles, les points ne sont pas distribués au hasard : la plupart se trouvent sur une bande diagonale qui part du sommet à gauche vers le bas à droite, ce qu'on nomme la séquence principale. Il en est ainsi car le facteur le plus significatif qui détermine le type spectral et la luminosité d'une étoile est sa masse - la séquence principale est en effet une séquence de masse. L'idée autrefois répandue qu'une étoile devait décrire cette séquence dans son évolution, s'est révélée fausse.

Cependant les étoiles chaudes sont encore souvent appelées "étoiles de type primordial", et les étoiles froides "étoiles de type tardif". Ces erreurs d'appellation justifient la mauvaise interprétation de la séquence principale.
Les effets de l'évolution éloignent en fait les étoiles de la séquence principale, qui représente des étoiles consumant l'hydrogène dans les réactions thermonucléaires dans leurs noyaux. Quand l'hydrogène du noyau est épuisé, une série de changements internes conduit à une expansion de l'étoile, associée à une diminution de la température de surface.

On trouve des étoiles ayant évolué ainsi dans les branches géantes et supergéantes se trouvant près de la séquence principale. Les naines blanches en fin d'évolution forment un groupe à côté de la séquence principale.
Le diagramme HR établi pour un amas d'étoiles indique immédiatement le nombre d'étoiles se trouvant à chaque stade de l'évolution. Ce fait, associé à la connaissance théorique de l'augmentation de la vitesse d'évolution en fonction de la masse stellaire, fournit une donnée importante sur les âges des amas. Le tracé de la magnitude apparente sur l'axe vertical plutôt que la magnitude absolue permet une méthode de mesure de la distance de l'amas.
Les diagrammes HR sont aussi utiles pour étudier la succession des changements dans la couleur et la luminosité d'une étoile individuelle dans le déroulement de son évolution - avant, pendant et après la séquence principale. On parle alors de chemin d'évolution.

Diagramme (M_V, B-V) pour les 41 704 étoiles simples du Catalogue Hipparcos, avec une précision de distance relative s_p /p< 0,2 et s_B-V 0,05 mag. Les couleurs indiquent le nombre d'étoiles de 0.,01 mag pour B-V et 0.,05 mag pour M_V .

Diagramme (M_Hp , V-I) pour les 41 453 étoiles simples du Catalogue Tycho, avec une précision de distance relative s_p /p< 0,2 et s_V-I 0,05 mag. Les couleurs indiquent le nombre d'étoiles de 0.,01 mag pour V-I et 0.,05 mag pour M_Hp.

Diagrammes de Herzsprung-Russel établis à partir de données Hipparcos et Tycho, reproduits avec l'aimable autorisation de l' ESA.

Le nom des étoiles:

En 1603, Johan Bayer, astronome allemand, attribua des lettres grecques aux étoiles les plus brillantes de chaque constellation, souvent (mais pas toujours) en ordre décroissant d'éclat. Son système est encore en vigueur de nos jours. D'autres étoiles ont également un nom propre (Sirius, Bételgeuse par exemple) d'origine latine et arabe.

Tableau de l'alphabet grec

Evolution et vie d'une étoile

Evolution stellaire. Tracé schématique de l'évolution d'une étoile de la masse du Soleil sur le diagramme de Hertzsprung-Russell

Enchaînement des modifications que connaît une étoile au cours de son existence, depuis sa naissance hors du milieu interstellaire jusqu'à son extinction finale après combustion de son carburant nucléaire. Les étoiles se forment en amas dans les nuages de gaz et de poussière de la matière interstellaire. En se condensant et en s'effondrant, la matière de la protoétoile provoque par libération d'énergie gravitationnelle une élévation de température suffisante pour atteindre le point de fusion de l'hydrogène en hélium. La durée de ce processus dépend fortement de la masse de la protoétoile. Une étoile d'une masse égale à 10 fois celle du Soleil se forme en 300 000 ans, alors qu'il faut 30 millions d'années pour que naisse une étoile de la masse du Soleil. La combustion de l'hydrogène se poursuit jusqu'à son épuisement. Durant cette période, l'étoile se trouve sur la séquence principale du diagramme de Hertzsprung- Russell (voir article et tableau au dessus).

Sa durée est, elle aussi, inversement proportionnelle à la masse de l'étoile. Ainsi, la durée de la séquence principale du Soleil est de 10 milliards d'années (dont la moitié s'est déjà écoulée), alors qu'elle n'est que de 500 millions pour une étoile trois fois plus lourde. Lorsque la fusion de l'hydrogène s'arrête (par manque de combustible), des ajustements se produisent pour compenser la perte de la source d'énergie, qui modifient radicalement la structure de l'étoile. Le noyau de l'étoile se contracte alors rapidement et libère une énergie gravitationnelle qui chauffe les couches externes d'hydrogène jusqu'à déclencher leur fusion. Celle-ci ne se déroule plus au sein du noyau, mais dans une enveloppe située autour de lui. Le nouveau flux d'énergie produit par cette fusion repousse progressivement vers la périphérie les couches externes de l'étoile.

Durant leur expansion, les gaz se refroidissent et forment ce que l'on nomme une géante rouge. L'effet combiné de l'augmentation de la taille et de la diminution de la température permet de maintenir une luminosité quasiment constante. Durant la combustion des couches externes d'hydrogène, le noyau d'hélium se contracte à son tour jusqu'à atteindre une température de 100 millions de degrés, soit le niveau suffisant pour que sa fusion en carbone et en oxygène puisse commencer. La nature et le contenu des phases postérieures à la combustion de l'hélium dépendent de la masse de l'étoile. Au sein des étoiles les plus lourdes, la contraction du noyau se reproduit après l'épuisement de chaque combustible et permet d'enclencher la fusion d'un élément plus lourd. Ces processus peuvent conduire en dernier lieu à une sìtuation où le noyau a été converti en fer, alors que brûlent simultanément dans une série d'enveloppes successives, du silicium, de l'oxygène, du carbone, de l'hydrogène et de l'hélium.

étoile et sa nébuleuse.

Lorsqu'une étoile a développé un noyau de fer d'une masse équivalente à celle du Soleil, aucune réaction ne peut plus se produire. Le noyau se contracte alors un nouvelle fois jusqu'à imploser et à déclencher une explosion de supernova. Le noyau dépouillé qui demeure devient alors une étoile à neutrons. Au sein d'étoiles de masse plus faible telles que le Soleil, la température ne s'élève jamais suffisamment pour déclencher les phases de combustion postérieures à celles de l'hydrogène et de l'hélium au sein d'enveloppes concentriques. Des instabilités se manifestent alors, qui conduisent les couches externes de l'étoile à se séparer du noyau pour former une enveloppe de gaz en expansion, appelée nébuleuse planétaire, qui se disperse progressivement dans l'espace. Il est d'ailleurs probable, durant les dernières phases de leur évolution notamment, qu'une grande partie de la masse des étoiles soit perdue par l'effet du vent stellaire. Le noyau qui demeure alors se refroidit et rétrécit jusqu'à avoir une taille voisine de de celle de la Terre. La matière dégénère et forme alors une naine blanche, privée de source interne d'énergie, mais qui rayonne encore et continue de se refroidir progressivement.

L'évolution d'une étoile est souvent illustrée par le dessin de sa trajectoire sur un diagramme de Hertzsprung- Russell. Le schéma montre le tracé de l'évolution du Soleil. Pour les amas d'étoiles, ce même diagramme montre l'effet de la masse sur le rythme de l'évolution stellaire et peut être utilisé afin de déterminer leur âge. Le schéma d'évolution décrit jusqu'ici ne concerne que des étoiles seules. Il peut être totalement différent dans les cas de systèmes binaires ou multiples si un transfert de masse se produit.

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