Les étoiles

Il suffit de lever les yeux au ciel pour comprendre que l'univers est rempli d'étoiles. Mais qu'est ce qu'une étoiles ? Combien sont-elles ? Comment naissent-elles ? Pourquoi ont-elles des couleurs différentes ?
Nous allons découvrir tout cela dans ce chapitre.

Définition

Une étoile est un astre suffisamment massif pour que des réactions de fusion thermonucléaire aient lieu dans son coeur. Il faut noter que les astronomes ont inclus dans les étoiles des astres ne pouvant pas entretenir une réaction de fusion nucléaire comme les naines brunes.

Les types d'étoile

Les astronomes de part leurs observations ont classé les étoiles en différents types (il existe aussi pour chaque type un type spectral):

1. Les naines brunes
2. Les naines rouges
3. Les naines jaunes
4. Les naines blanches
5. Les géantes rouges
6. Les géantes bleues
7. Les supergéantes rouges
8. Les naines noires
9. Les étoiles à neutrons
10. Les trous noires stellaires

Le diagramme de Hertzsprung-Russell

Ce diagramme aussi appelé digramme HR représente la luminosité des étoiles en fonction de leur température ou alors la magnitude absolue en fonction de leur couleur. Il permet de classifier les étoiles et ainsi de voir leur répartition. On distingue plusieurs séquences qui sont autant d'étape de vie possible d'une étoile. Ce diagramme permet entre autre de savoir comment va évoluer une étoile en fonction de sa position dans le diagramme HR. Ce type de diagramme est très utilisé par les astronomes pour comprendre la physique des étoiles. C'est de ce diagramme que vient la classification des étoiles avec des lettres (type O, B, A, F, G,...).

Les naines brunes

Ce sont des astres suffisamment massifs pour ne pas être des planètes, mais trop peu massif pour être considérée comme des étoiles avec une réaction de fusion nucléaire. L'énergie lumineuse provient principalement de l'échauffement de l'étoile par contraction sur elle même. Son émission est centrée dans le domaine de l'infrarouge (type spectral M, L et T).

Les naines rouges

Ce sont les étoiles les plus petites et les moins massives. Leur luminosité est de l'ordre d'un pourcent de celle du soleil du fait de leurs faibles réactions de fusion nucléaire. Ainsi on estime qu'elles peuvent briller 1000 milliards d'années. Cela rend aussi leur détection très difficile. D'après les observations ce type d'étoile composerait majoritairement les galaxies. Ces étoiles appartiennent au type spectral F ou M.

Les naines jaunes

Ce sont des étoiles de type G et appartenant à la séquence principale. Leur masse est comprise entre 0,8 et 1,2 fois celle du soleil. Le Soleil en est un représentant typique. On estime qu'elles représentent 10% des étoiles de la Voie Lactée. Les réactions de fusion nucléaires agissant en leur coeur transforme l'hydrogène en Hélium. La température de surface est comprise entre 5000K et 6000K. Leur couleur est d'un jaune vif presque blanc. Au bout de 10 milliards d'années, ces étoiles grossissent pour devenir des géantes rouges. Enfin, par contraction elles deviennent des naines blanches entourées d'une nébuleuse planétaire.

Les naines blanches

Les naines blanches sont les résidus des étoiles de la séquence principale. Issu de la contraction d'une étoile en fin de vie (10 masses solaire max), elles arborent un aspect blanc en raison de la forte température de surface qu'elles possèdent (4000K à 100000K) mais elles rayonnent très peu du fait de leur faible surface. Il en existe de différent type spectral. La densité de ces étoiles est importante (environ 1 tonne par centimètre cube).

Les géantes rouges

Une géante rouge est une étoile évoluant en dehors de la séquence principale. Quand une étoile de masse égale ou supérieure à celle du soleil arrivent en fin de vie (l'hydrogène du coeur a été consommé), le coeur d'hélium se contracte et l'hydrogène des couches supérieures est consommé. Ce nouveau mode de fonctionnement de l'étoile va augmenter sa pression interne et la faire gonfler. Son rayon va croitre de 10 à 100 fois son rayon originel. Cette augmentation de taille va produire deux effets: i) Une augmentation de la luminosité apparente (l'étoile étant plus grosse on reçoit plus de lumière). ii) Un refroidissement de sa couche externe d'où son apparence rouge. Durant sa vie de géante rouge une étoile va évoluer rapidement pour finir à la fin en nova ou supernova.

Les géantes bleues

Les géantes bleues se situent dans le coin supérieure gauche du diagramme HR. Ce sont des étoiles de masse supérieur à 10 masses solaires. Elles consomment rapidement leur hydrogène et on une température de surface très élevée d'où leur apparence bleutée. Quand la fusion de l'hélium commence, elles enflent et deviennent des supergéantes rouge.

Les supergéantes rouges

Les supergéantes rouges sont des étoiles géantes bleues ayant consommé tout leur hydrogène. Une fois les réactions de fusion d'hélium terminées, ces étoiles commencent la fusion d'éléments plus lourds comme le fer, le nikel, le titane, etc. Ces étoiles finissent par exploser en supernova.

Les naines noires

Les naines noires sont des objets hypothétiques résultant du refroidissement des naines blanches.

Les étoiles à neutrons

Ces étoiles sont les restes de coeur d'étoile très massive (supérieur à 10 masses solaire) après l'explosion en supernova. D'une densité incroyable elles doivent leur nom au faite que la gravité étant tellement forte que les électrons se font plus qu'un avec les protons donnant ainsi des neutrons. Elles possèdent un champ magnétique et une vitesse de rotation très élevés. Le champ magnétique provoque un rayonnement synchrotron ce qui permet de les détecter. Si ce rayonnement se trouve dans l'axe d'observation de la terre on parle de Pulsar. Tel un phare dans la nuit, un faisceau de particule chargé est émis de part et d'autre de l'étoile avec une extrême régularité.

Les trous noirs stellaires

Quand le noyau de l'étoile morte est trop massif pour se transformer en étoile à neutron, il devient un trou noir. C'est un astre extrêmement massif et compacte. Son nom provient du fait qu'aucun rayonnement ne provient du trou noire. Son attraction gravitationnelle est telle que même la lumière ne peut s'en échapper. Il est par conséquent noir. Les astronomes peuvent par contre savoir qu'ils existent en observant le rayonnement émis par la matière juste avant qu'elle ne tombe sur le trou noir.

La vie d'une étoile

Une étoile de la séquence principale évolue au court de sa vie. Prenons le soleil...
Le soleil est né de l'effondrement d'un gaz dans l'espace. Ce gaz, composé majoritairement d'hydrogène, se concentre jusqu'à un stade où la pression est telle que des réactions de fusion nuclaires s'ammorcent. Une étoile est née. Durant la majorité de sa vie notre soleil va consommer son hydrogène pour le convertir en hélium. Une fois ses réserves vides, le soleil va enfler et devenir une géante rouge. La fusion de l'hélium commence. Cette géante rouge va rapidement devenir instable et exploser en nova ou supernova. Du soleil il ne reste qu'une naine blanche et des gaz issu de l'explosion formant une nébuleuse planétaire.
Les étoiles plus massives comme les géantes bleus ont une durée de vie plus courte. Par conséquent leur évolution est aussi différente. Après avoir consommé son hydrogène puis son hélium la pression gigantesque permet la fusion d'élément plus lourd. Cela provoque à chaque fois un sursaut de l'étoile. Son explosion en supernova ne laissera pas une naine blanche mais une étoile à neutron ou un trou noir pour les plus massives.

Illustration de la vie du soleil. Crédit: wikipédia

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