Etoile

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Etoile

Étoile

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Le Soleil, l’étoile la plus proche de la Terre, en train de « se lever Â» ; ce n'est que depuis quelques siĂšcles que les astronomes ont montrĂ© que la visibilitĂ© du Soleil depuis une rĂ©gion de la Terre dĂ©pend surtout du mouvement de la Terre elle-mĂȘme
Ciel Ă©toilĂ© au crĂ©puscule. On reconnaĂźt les constellations de PersĂ©e (au centre) et du Cocher (en bas Ă  gauche), ainsi que l’amas des PlĂ©iades (en bas Ă  droite).
Mouvement apparent des Ă©toiles autour de l’étoile polaire.

Une Ă©toile est une boule gazeuse dont la taille (plusieurs centaines de milliers de kilomĂštres) et la densitĂ© sont telles que la rĂ©gion centrale — le cƓur — atteint la tempĂ©rature nĂ©cessaire (de l'ordre du million de kelvins au minimum) Ă  l'amorçage de rĂ©actions de fusion nuclĂ©aire. Une Ă©toile gĂ©nĂšre donc un rayonnement, au contraire de la plupart des planĂštes[Note 1] (comme la Terre) qui ne font que recevoir l'Ă©nergie de l'Ă©toile ou des Ă©toiles autour desquelles elles gravitent. Pendant une grande partie de sa vie, avant que ses ressources d'Ă©nergie ne s'Ă©puisent, une Ă©toile est en Ă©quilibre hydrostatique sous l'action de deux forces qui s'opposent : la gravitation, qui tend Ă  faire s'effondrer l'Ă©toile, et la pression de radiation due aux rĂ©actions de fusion nuclĂ©aire, qui tend au contraire Ă  faire exploser l'astre. Le Soleil est lui-mĂȘme une Ă©toile assez typique dont la masse, de l'ordre de 2×1030 kg, est reprĂ©sentative de celle des autres Ă©toiles.

Sommaire

Généralités

Une Ă©toile est un objet cĂ©leste en rotation, de forme approximativement sphĂ©rique car la rotation entraine un aplatissement aux pĂŽles, et dont la structure est modelĂ©e par la gravitĂ©. Lors de sa formation, une Ă©toile est essentiellement composĂ©e d’hydrogĂšne et d’hĂ©lium. Durant la majeure partie de son existence, son cƓur est le siĂšge de rĂ©actions de fusion nuclĂ©aire, dont une partie de l’énergie est rayonnĂ©e sous forme de lumiĂšre visible ; la matiĂšre qui la compose s’en trouve presque complĂštement ionisĂ©e du fait de la tempĂ©rature Ă©levĂ©e qui rĂšgne en son sein.

Le Soleil est l’étoile la plus proche de la Terre, l’énergie qu’il rayonne y permet le dĂ©veloppement de la vie. Il apparaĂźt bien plus lumineux que toutes les autres Ă©toiles en raison de sa proximitĂ© : la seconde Ă©toile la plus proche de la Terre, Proxima du Centaure, est 250 000 fois plus Ă©loignĂ©e. Sauf cas exceptionnel, les autres Ă©toiles ne sont visibles que la nuit, sous la forme de points lumineux, lorsque leur Ă©clat n’est pas noyĂ© par celui du Soleil.

Les Ă©toiles sont regroupĂ©es au sein de galaxies. Une galaxie typique, comme la nĂŽtre, la Voie lactĂ©e, contient plusieurs centaines de milliards d’étoiles. Au sein des galaxies, les Ă©toiles peuvent ĂȘtre liĂ©es dans des systĂšmes multiples (quelques Ă©toiles) ou des amas (plusieurs dizaines Ă  quelques centaines de milliers d’étoiles). La sphĂšre cĂ©leste fait Ă©galement apparaitre des groupements d’étoiles appelĂ©s constellations ; il s’agit en fait d’une illusion due Ă  l’effet de projection, les Ă©toiles les composant Ă©tant gĂ©nĂ©ralement situĂ©es Ă  des distances de la Terre trĂšs diffĂ©rentes.

Une Ă©toile possĂšde une masse comprise entre 0,07 et environ 150 fois celle du Soleil (elle-mĂȘme Ă©gale Ă  300 000 fois celle de la Terre, soit environ 2×1030 kg). Les astres de masse plus faible ne permettent pas l’amorçage des rĂ©actions de fusion nuclĂ©aire de l’hydrogĂšne, alors que les Ă©toiles de masse plus Ă©levĂ©e sont sujettes Ă  des instabilitĂ©s entraĂźnant une perte de masse. La durĂ©e de vie d’une Ă©toile est essentiellement dĂ©terminĂ©e par la vitesse Ă  laquelle se produisent les rĂ©actions nuclĂ©aires : plus la masse de l’étoile est Ă©levĂ©e, plus les rĂ©actions nuclĂ©aires sont rapides et la durĂ©e de vie de l’étoile brĂšve. Les Ă©toiles les plus massives ont une durĂ©e de vie de quelques millions d’annĂ©es seulement, les moins massives de plus de mille milliards d’annĂ©es. Une Ă©toile comme le Soleil a une durĂ©e de vie de l’ordre de 10 milliards d’annĂ©es.

La formation d’étoiles est due Ă  l’effondrement d’un nuage de gaz et Ă  sa fragmentation possible en plusieurs proto-Ă©toiles, lesquelles s’échauffent Ă  mesure qu’elles se contractent. La tempĂ©rature peut alors atteindre une valeur telle que le cƓur « s’allume Â» : l’hydrogĂšne fusionne en hĂ©lium, fournissant l’énergie qui arrĂȘte l’effondrement. L’étoile entre alors dans la sĂ©quence principale oĂč elle passe la majeure partie de sa vie. L’énergie produite par cette conversion est progressivement Ă©vacuĂ©e par l’étoile Ă  la fois par convection et par radiation et s’échappe finalement de la surface de l’étoile sous forme de rayonnement, de vents stellaires et de neutrinos. Son Ă©volution ultĂ©rieure dĂ©pend essentiellement de sa masse. Plus celle-ci est Ă©levĂ©e, plus l’étoile est en mesure d’amorcer des rĂ©actions de fusion avec des Ă©lĂ©ments chimiques de plus en plus lourds. Elle peut ainsi synthĂ©tiser du carbone, puis de l’oxygĂšne, du nĂ©on, etc. La quasi-totalitĂ© des Ă©lĂ©ments plus lourds que l’hĂ©lium est produite dans les Ă©toiles (on parle de nuclĂ©osynthĂšse stellaire) dans les derniers stades de leur Ă©volution. Si une Ă©toile est suffisamment massive pour synthĂ©tiser du fer, alors elle est vouĂ©e Ă  connaĂźtre une fin paroxystique sous forme de supernova : son cƓur implose et ses couches externes sont disloquĂ©es par le processus. Le rĂ©sidu laissĂ© par l’implosion du cƓur est un objet extrĂȘmement compact, qui peut ĂȘtre soit une Ă©toile Ă  neutrons, Ă©ventuellement dĂ©tectable sous la forme d’un pulsar, soit un trou noir. Les Ă©toiles moins massives connaissent une fin de vie moins violente : elles perdent peu Ă  peu la majeure partie de leur masse, qui forme par la suite une nĂ©buleuse planĂ©taire, et voient leur cƓur se contracter lentement pour former une naine blanche.

Observation

À l’Ɠil nu

La nuit, les Ă©toiles apparaissent Ă  l’Ɠil nu sous la forme de points (Ă  cause de leur Ă©loignement) brillants de couleur blanche, parfois aussi rouge, orangĂ©e ou bleue — gĂ©nĂ©ralement scintillants et sans mouvement apparent immĂ©diat par rapport aux autres objets fixes de la voĂ»te cĂ©leste. Le phĂ©nomĂšne de scintillation est dĂ» Ă  l’extrĂȘme petitesse de la taille angulaire des Ă©toiles (quelques millisecondes d’arc voire moins), qui est infĂ©rieure Ă  celle de la turbulence atmosphĂ©rique. À l’inverse, les planĂštes, bien qu’apparaissant comme des points, ont en rĂ©alitĂ© une taille angulaire suffisante pour ne pas ĂȘtre soumise au phĂ©nomĂšne de scintillation. Si les Ă©toiles se dĂ©placent les unes par rapport aux autres, ce mouvement propre est trĂšs faible, mĂȘme pour les Ă©toiles les plus proches, n’excĂ©dant pas quelques secondes d’arc par an, ce qui explique leur apparente immobilitĂ© les unes par rapport aux autres.

Le jour, le Soleil domine et sa lumiĂšre, diffusĂ©e par la couche atmosphĂ©rique, occulte celle des Ă©toiles. Mais l’astre le plus brillant visible depuis la Terre est bien lui-mĂȘme une Ă©toile.

Le Soleil semble beaucoup plus gros que toutes les autres Ă©toiles car celles-ci sont bien plus Ă©loignĂ©es : l’étoile la plus proche de la Terre aprĂšs le Soleil, Proxima du Centaure, est situĂ©e Ă  environ quatre annĂ©es-lumiĂšre de nous, soit prĂšs de 250 000 fois la distance qui nous sĂ©pare du Soleil (l’unitĂ© astronomique).

Selon les conditions d’observation, le nombre d’étoiles visibles Ă  l’Ɠil nu varie fortement et peut atteindre plusieurs milliers dans les cas les plus favorables. Hormis le Soleil et Sirius — et encore, uniquement dans d’excellentes conditions d’observation — les Ă©toiles sont trop peu brillantes pour ĂȘtre observables en plein jour (sauf lors des Ă©clipses totales de Soleil et lors de phĂ©nomĂšnes temporaires comme les novae ou les supernovae). L’éclat des Ă©toiles est quantifiĂ© par une grandeur appelĂ©e magnitude apparente. Pour des raisons historiques, la magnitude est d’autant plus petite que l’astre est brillant : l’astronome de la GrĂšce antique Hipparque avait classifiĂ© les Ă©toiles en astres de premiĂšre grandeur pour les plus brillants, seconde grandeur pour les suivants, et ainsi de suite jusqu’à cinquiĂšme grandeur. La dĂ©finition mathĂ©matique prĂ©cise de la magnitude apparente reprend essentiellement cette classification, avec les Ă©toiles les plus brillantes dotĂ©es d’une magnitude proche de 0 (Ă  l’exception de Sirius, de magnitude -1,5 et de Canopus, de magnitude -0,7) et les plus faibles d’une magnitude supĂ©rieure Ă  6. Un Ă©cart de 1 en magnitude correspond Ă  un rapport de luminositĂ© de 2,5 environ, un Ă©cart de 5 Ă  un rapport de 100. Le Soleil a une magnitude apparente de -26,7, c’est-Ă -dire que vu de la Terre, il est environ 10 milliards de fois plus brillant que Sirius.

Les Ă©toiles semblent associĂ©es en figures gĂ©omĂ©triques plus ou moins simples, les constellations ; il s’agit d’un simple effet d’optique. Les structures stellaires rĂ©elles sont des amas (rassemblant quelques milliers d’étoiles) ou des galaxies (rassemblant de l’ordre du milliard d’étoiles).

L’observation Ă  l’Ɠil nu a Ă©tĂ© la premiĂšre forme d’astronomie.

Avec des instruments

Depuis Galilée, de multiples instruments ont permis de révéler des caractéristiques variées des étoiles, qui sont détaillées ci-aprÚs.

Pour Ă©tudier les Ă©toiles,[Note 2] les principaux instruments sont : la lunette astronomique — remplacĂ©e aujourd’hui par le tĂ©lescope (aussi bien au sol que dans l’espace) — le spectrographe, le photomĂštre et le polarimĂštre. Depuis quelques annĂ©es, les techniques de spectroscopie et d’interfĂ©romĂ©trie ont permis d’augmenter la rĂ©solution angulaire limitĂ©e au sol par la turbulence atmosphĂ©rique, soit environ une demi-seconde d’arc sur les meilleurs sites d’observations. Ces techniques ont rĂ©vĂ©lĂ© des structures autour des Ă©toiles mais aussi permettent d’accĂ©der au diamĂštre angulaire de quelques centaines d’étoiles. AprĂšs l’Ɠil, les dĂ©tecteurs utilisĂ©s furent les plaques photographiques puis les dĂ©tecteurs numĂ©riques comme le CCD.

Catalogues d’étoiles

Pour repĂ©rer les Ă©toiles et faciliter le travail des astronomes, de nombreux catalogues ont Ă©tĂ© crĂ©Ă©s. Parmi les plus cĂ©lĂšbres, citons le catalogue Henry Draper (HD) et le Bonner Durchmusterung (BD). Les Ă©toiles y sont rangĂ©es par leurs coordonnĂ©es, alpha (ascension droite) et delta (dĂ©clinaison) et un numĂ©ro leur est attribuĂ© : par exemple, HD 122653 (cĂ©lĂšbre gĂ©ante de Population II, trĂšs dĂ©ficiente en mĂ©taux).

Caractéristiques principales

Une Ă©toile est caractĂ©risĂ©e par diffĂ©rentes grandeurs :

Masse

La masse est une des caractĂ©ristiques les plus importantes d’une Ă©toile. En effet, cette grandeur dĂ©termine sa durĂ©e de vie ainsi que son comportement pendant son Ă©volution et la fin de sa vie : une Ă©toile massive sera trĂšs lumineuse mais sa durĂ©e de vie sera rĂ©duite.

Les Ă©toiles ont une masse comprise entre environ 0,08 et 120 fois la masse du Soleil, soit (trĂšs) prĂšs de 2.1030 kilogrammes (2 milliards de milliards de milliards de tonnes). En deçà de la masse minimale, l’échauffement gĂ©nĂ©rĂ© par la contraction gravitationnelle est insuffisant pour dĂ©marrer le cycle de rĂ©actions nuclĂ©aires : l’astre ainsi formĂ© est une naine brune. Au-delĂ  de la masse maximale, la force de gravitĂ© est insuffisante pour retenir toute la matiĂšre de l’étoile une fois les rĂ©actions nuclĂ©aires entamĂ©es.

Estimation

La dĂ©termination de la masse d’une Ă©toile ne peut se faire de façon prĂ©cise que lorsqu’elle appartient Ă  un systĂšme binaire par l’observation de son orbite. La troisiĂšme loi de Kepler permet alors de calculer la somme des masses des deux Ă©toiles de la binaire Ă  partir de sa pĂ©riode et du demi-grand axe de l’orbite dĂ©crite et de la distance de la Terre Ă  l’étoile double observĂ©e. Le rapport des masses est obtenu par la mesure de la vitesse radiale des deux Ă©toiles de la binaire. La connaissance de la somme et du rapport des masses permet de calculer la masse de chaque Ă©toile. C’est la technique la plus prĂ©cise.

D’autres estimations sont possibles pour des Ă©toiles non binaires (simples) en utilisant la dĂ©termination spectroscopique de la gravitĂ© de surface et la mesure du rayon de l’étoile par interfĂ©romĂ©trie. Enfin, si l’étoile est observĂ©e de façon prĂ©cise en photomĂ©trie et si sa distance, sa composition chimique et sa tempĂ©rature effective sont connues, il est possible de la positionner dans un diagramme de Hertzsprung-Russell (notĂ© HR) qui donne immĂ©diatement la masse et l’ñge de l’étoile (ThĂ©orĂšme de Vogt-Russell).

DiamĂštre

Taille relative de 4 Ă©toiles et d’une planĂšte

Comparativement Ă  notre planĂšte (12 756 km de diamĂštre), les Ă©toiles sont gigantesques : le Soleil a un diamĂštre d’environ un million et demi de kilomĂštres et certaines Ă©toiles (comme AntarĂšs ou BĂ©telgeuse) ont un diamĂštre des centaines de fois supĂ©rieur Ă  ce dernier.

Le diamĂštre d’une Ă©toile n’est pas constant dans le temps : il varie en fonction de son stade d’évolution. Il peut aussi varier rĂ©guliĂšrement pour les Ă©toiles variables pĂ©riodiques (RR Lyrae, CĂ©phĂ©ides, Miras, etc.)

Des interfĂ©romĂštres comme celui du VLT de l’ESO au Chili ou CHARA en Californie permettent la mesure directe du diamĂštre des Ă©toiles les plus proches.

Composition chimique

La composition chimique de la matiĂšre d’une Ă©toile ou d’un gaz dans l’Univers est gĂ©nĂ©ralement dĂ©crit par trois quantitĂ©s en nombre de masse : X (l’hydrogĂšne), Y (l’hĂ©lium) et Z la mĂ©tallicitĂ©. Ce sont des grandeurs proportionnelles satisfaisant la relation : X + Y + Z = 1.

Métallicité

La mĂ©tallicitĂ© est la quantitĂ© (mesurĂ©e en nombre, ou gĂ©nĂ©ralement par masse) des Ă©lĂ©ments plus lourds que l’hĂ©lium prĂ©sents dans l’étoile (ou plutĂŽt sa surface). Le Soleil possĂšde une mĂ©tallicitĂ© (notĂ©e Z) de 0,02 : 2 % de la masse du Soleil est composĂ©e d’élĂ©ments qui ne sont ni de l’hydrogĂšne, ni de l’hĂ©lium. Pour le Soleil, ce sont principalement du carbone, de l’oxygĂšne, de l’azote et du fer. Bien que cela semble faible, ces deux pourcents sont pourtant trĂšs importants pour Ă©valuer l’opacitĂ© de la matiĂšre de l’étoile, qu'elle soit interne ou dans son atmosphĂšre. Cette opacitĂ© contribue Ă  la couleur, Ă  la luminositĂ© et Ă  l’ñge de l’étoile (voir diagramme de Hertzsprung-Russell et thĂ©orĂšme de Vogt-Russell).

L’opacitĂ© est directement liĂ©e Ă  la capacitĂ© de l’étoile Ă  produire un vent stellaire (cas extrĂȘme des Ă©toiles Wolf-Rayet).

Magnitude

La magnitude mesure la luminositĂ© d’une Ă©toile ; c’est une Ă©chelle logarithmique de son flux radiatif. La magnitude apparente dans un filtre donnĂ© (ex. : le visible notĂ© mv), qui dĂ©pend de la distance entre l’étoile et l’observateur, se distingue de la magnitude absolue, qui est la magnitude de l’étoile si celle-ci Ă©tait arbitrairement placĂ©e Ă  10 parsecs de l’observateur. La magnitude absolue est directement liĂ©e Ă  la luminositĂ© de l’étoile Ă  condition de tenir compte d’une correction dite bolomĂ©trique (on la note BC). L’introduction de l’échelle logarithmique des magnitudes vient du fait que l’Ɠil possĂšde une sensibilitĂ© Ă©galement logarithmique, en premiĂšre approximation (loi de Pogson).

Température et couleur

La plupart des Ă©toiles paraissent blanches Ă  l’Ɠil nu, parce que la sensibilitĂ© de l’Ɠil est maximale autour du jaune. Mais si nous regardons attentivement, nous pouvons noter que de nombreuses couleurs sont reprĂ©sentĂ©es : bleu, vert, jaune, rouge. L’origine de ces couleurs resta longtemps un mystĂšre jusqu’à il y a deux siĂšcles, quand les physiciens eurent suffisamment de comprĂ©hension sur la nature de la lumiĂšre et les propriĂ©tĂ©s de la matiĂšre aux trĂšs hautes tempĂ©ratures.

La nĂ©buleuse NGC 1999 est illuminĂ©e de façon spectaculaire par V380 Orionis (centre), une Ă©toile variable d’approximativement 3,5 fois la masse du Soleil. image NASA .

La couleur permet de classifier les Ă©toiles suivant leur type spectral (qui est en rapport avec la tempĂ©rature de l’étoile). Les types spectraux vont du plus violet au plus rouge, c’est-Ă -dire du plus chaud vers le plus froid. Ils sont classĂ©s par les lettres O B A F G K M.[Note 3] Le Soleil, par exemple, est de type spectral G.

Mais il ne suffit pas de caractĂ©riser une Ă©toile par sa couleur (son type spectral), il faut aussi mesurer sa luminositĂ©. En fait, pour un type spectral donnĂ©, la taille de l’étoile est corrĂ©lĂ©e Ă  sa luminositĂ©, la luminositĂ© Ă©tant fonction de la surface — et donc de la taille de l’étoile. Les Ă©toiles O et B sont bleues Ă  l’Ɠil comme ÎČ Orionis ; les Ă©toiles A sont blanches comme α Canis Majoris (Sirius) ou α Lyrae (Vega) ; les Ă©toiles F et G sont jaunes, comme le Soleil ; les Ă©toiles K sont orange comme α Bootis (Arcturus) ; et enfin les Ă©toiles M sont rouges comme α Orionis (BĂ©telgeuse).

On peut dĂ©finir un indice de couleur, correspondant Ă  la diffĂ©rence de flux photomĂ©trique dans deux bandes spectrales dites bandes photomĂ©triques (les filtres). Par exemple, le bleu (B) et le visible (V) formeront ensemble l’indice de couleur B-V dont la variation est reliĂ©e Ă  la tempĂ©rature de surface de l’étoile et donc Ă  son type spectral. Les indices de tempĂ©rature les plus utilisĂ©s sont le B-V, le R-I et le V-I car ce sont les plus sensibles Ă  la variation de la tempĂ©rature.

Vitesse de rotation

La rotation du Soleil a Ă©tĂ© mise en Ă©vidence grĂące au dĂ©placement des taches solaires. Pour les autres Ă©toiles, la mesure de cette vitesse de rotation (plus prĂ©cisĂ©ment, la vitesse mesurĂ©e est la projection de la vitesse de rotation Ă©quatoriale sur la ligne de visĂ©e), s’obtient par spectroscopie. Elle se traduit par un Ă©largissement des raies spectrales.

Ce mouvement de rotation est un reliquat de leur formation Ă  partir de l’effondrement du nuage de gaz. La vitesse de rotation dĂ©pend de leur Ăąge : elle diminue au cours du temps, sous les effets conjuguĂ©s du vent stellaire et du champ magnĂ©tique qui emportent une partie du moment cinĂ©tique de l’astre. Cette vitesse dĂ©pend Ă©galement de leur masse et de leur statut d’étoile simple, binaire ou multiple. Une Ă©toile n’étant pas un corps solide (c’est-Ă -dire rigide), elle est animĂ©e d’une rotation diffĂ©rentielle : la vitesse de rotation dĂ©pend de la latitude.

Spectre radiatif

Le spectre d’une source lumineuse et donc d’une Ă©toile est obtenu par des spectrographes qui dĂ©composent la lumiĂšre en ses diffĂ©rentes composantes et les enregistrent par le biais de dĂ©tecteurs (historiquement, des plaques photographiques et aujourd’hui des dĂ©tecteurs de type CCD). Cette dĂ©composition de la lumiĂšre rĂ©vĂšle la distribution de l’énergie lumineuse venant de l’étoile en fonction de la longueur d'onde. Elle permet de mettre en Ă©vidence des raies spectrales en Ă©mission et/ou en absorption rĂ©vĂ©lant les conditions de tempĂ©rature, de pression et d’abondances chimiques des couches externes de l’étoile.

Champ magnétique

Champ magnĂ©tique de l’étoile massive τ Scorpii, obtenu par imagerie Zeeman-Doppler[1].

Comme le Soleil, les Ă©toiles sont souvent dotĂ©es de champs magnĂ©tiques. Leur champ magnĂ©tique peut avoir une gĂ©omĂ©trie relativement simple et bien organisĂ©e, ressemblant au champ d’un aimant comme le champ magnĂ©tique terrestre ; cette gĂ©omĂ©trie peut ĂȘtre aussi nettement plus complexe et prĂ©senter des arches Ă  plus petite Ă©chelle. Le champ magnĂ©tique du Soleil, par exemple, possĂšde ces deux aspects ; sa composante Ă  grande Ă©chelle structure la couronne solaire et est visible lors des Ă©clipses, tandis que sa composante Ă  plus petite Ă©chelle est liĂ©e aux taches sombres qui maculent sa surface et dans lesquelles les arches magnĂ©tiques sont ancrĂ©es.

Il est possible de mesurer le champ magnĂ©tique des Ă©toiles Ă  travers les perturbations que ce champ induit sur les raies spectrales formĂ©es dans l’atmosphĂšre de l’étoile (l’effet Zeeman). La technique tomographique d’imagerie Zeeman-Doppler permet en particulier de dĂ©duire la gĂ©omĂ©trie des arches gĂ©antes que le champ magnĂ©tique dresse Ă  la surface des Ă©toiles.

Parmi les Ă©toiles magnĂ©tiques[2], on distingue d’abord les Ă©toiles dites « froides Â» ou peu massives, dont la tempĂ©rature de surface est infĂ©rieure Ă  6 500 K et dont la masse ne dĂ©passe pas 1,5 masses solaires - le Soleil fait donc partie de cette classe. Ces Ă©toiles sont « actives Â», c’est-Ă -dire qu’elles sont le siĂšge d’un certains nombres de phĂ©nomĂšnes Ă©nergĂ©tiques liĂ©s au champ magnĂ©tique, comme par exemple la production d’une couronne, d’un vent (dit vent solaire dans le cas du Soleil) ou d’éruptions. Les taches Ă  la surface du Soleil et des Ă©toiles tĂ©moignent Ă©galement de leur activitĂ© ; comme les champs magnĂ©tiques, les taches des Ă©toiles peuvent ĂȘtre cartographiĂ©es par des mĂ©thodes tomographiques. La taille et le nombre de ces taches dĂ©pendent de l’activitĂ© de l’étoile, elle-mĂȘme fonction de la vitesse de rotation l’étoile. Le Soleil, qui effectue un tour complet sur lui-mĂȘme en 25 jours environ, est une Ă©toile ayant une faible activitĂ© cylique. Le champ magnĂ©tique de ces Ă©toiles est produit par effet dynamo.

Il existe aussi des Ă©toiles chaudes magnĂ©tiques. Mais contrairement aux Ă©toiles froides, qui sont toutes magnĂ©tiques (Ă  diffĂ©rents degrĂ©s), seule une petite fraction (entre 5 et 10 %) des Ă©toiles chaudes (massives) possĂšde un champ magnĂ©tique, dont la gĂ©omĂ©trie est en gĂ©nĂ©ral assez simple. Ce champ n’est pas produit par effet dynamo ; il constituerait plutĂŽt une empreinte fossile du magnĂ©tique interstellaire primordial, capturĂ© par le nuage qui va donner naissance Ă  l’étoile et amplifiĂ© lors de la contraction de ce nuage en Ă©toile. De tels champs magnĂ©tiques ont Ă©tĂ© baptisĂ©s « champs magnĂ©tiques fossiles Â».

Structure d’une Ă©toile

À partir des diffĂ©rentes grandeurs mesurĂ©es et de simulations issues de diffĂ©rents modĂšles, il est possible de construire une image de l’intĂ©rieur d’une Ă©toile, bien qu’il nous soit presque inaccessible — l’astĂ©rosismologie permettant littĂ©ralement de sonder les Ă©toiles.

En l’état actuel de nos connaissances, une Ă©toile est structurĂ©e en diffĂ©rentes rĂ©gions concentriques, dĂ©crites ci-aprĂšs Ă  partir du centre.

Noyau

Le noyau (ou cƓur) est la partie centrale de l’étoile, concentrant une grande partie de la masse de l’astre, dans laquelle se dĂ©roulent les rĂ©actions thermonuclĂ©aires qui dĂ©gagent l’énergie nĂ©cessaire Ă  sa stabilitĂ©. Le noyau est la zone la plus dense et la plus chaude, et, dans le cas du Soleil, atteint la tempĂ©rature de 15,7 millions de kelvins. Dans ces conditions extrĂȘmes, la matiĂšre se trouve sous forme de plasma ; par effet tunnel, les noyaux d’hydrogĂšne (protons) ou d’autres Ă©lĂ©ments chimiques atteignent des vitesses leur permettant de vaincre leur rĂ©pulsion Ă©lectrique et de fusionner : par exemple, dans les chaĂźnes nuclĂ©aires dites proton-proton (ou PP1, PP2
), les protons fusionnent par groupe de quatre pour donner un noyau d’hĂ©lium, composĂ© de deux protons et de deux neutrons. Il se produit alors un dĂ©gagement d’énergie selon les rĂ©actions suivantes :

2 (1H + 1H → 2D + e+ + Îœe) (4,0 MeV + 1,0 MeV)
2 (1H + 2D → 3He + γ) (5,5 MeV)
3He + 3He → 4He + 1H + 1H (12,86 MeV)

D’autres rĂ©actions thermonuclĂ©aires existent dans le centre des Ă©toiles et contribuent plus ou moins Ă  la production d’énergie.

Une partie de l’énergie dĂ©gagĂ©e sous forme de photons commence alors un long voyage vers l’extĂ©rieur, car un plasma est opaque et la lumiĂšre y voyage trĂšs difficilement. On estime qu’un photon met plusieurs millions d’annĂ©es avant d’atteindre la surface de l’étoile par transfert de rayonnement puis par convection vers la surface.

Zone radiative

L’énergie libĂ©rĂ©e par les rĂ©actions de fusions nuclĂ©aires dans le noyau de l’étoile se transmet aux couches externes par rayonnement. Dans les Ă©toiles peu massives et Ă©voluant sur la sĂ©quence principale, cette zone radiative est surmontĂ©e d’une zone convective externe; dans les naines rouges, la zone radiative a entiĂšrement disparu au profit de la zone convective. Dans le Soleil, le rayonnement produit dans la partie centrale met prĂšs d’un million d’annĂ©es Ă  traverser la zone radiative.

Zone convective

Au contraire de la zone prĂ©cĂ©dente, l’énergie se transmet par des mouvements macroscopiques de matiĂšre : chauffĂ©e Ă  la base de la couche convective, la matiĂšre s’élĂšve sous l’effet de la poussĂ©e d'ArchimĂšde, rĂ©chauffe la matiĂšre alentour (vers la surface), se refroidit et plonge vers la base de la zone convective pour un nouveau cycle. C’est le principe de la convection. Cette zone convective est plus ou moins grande : pour une Ă©toile sur la sĂ©quence principale, elle dĂ©pend de la masse et de la composition chimique ; pour une gĂ©ante, elle est trĂšs dĂ©veloppĂ©e et occupe un pourcentage important du volume de l’étoile ; pour une supergĂ©ante, cette zone peut atteindre les trois quarts du volume de l’étoile, comme pour BĂ©telgeuse. Dans les Ă©toiles de trĂšs faible masse (naines rouges) ou dans les protoĂ©toiles en formation de faible masse (Ă©toiles T Tauri), la zone convective occupe la totalitĂ© du volume de l'Ă©toile; dans les Ă©toiles plus massives que deux fois la masse du Soleil, la zone convective externe disparaĂźt (laissant la place Ă  la zone radiative) mais la convection subsiste au cƓur de l'Ă©toile.

C'est dans la zone convective externe que sont produits les champs magnétiques de type dynamo des étoiles froides comme le Soleil et les naines rouges.

PhotosphĂšre

La photosphĂšre est la partie externe de l’étoile qui produit la lumiĂšre visible. Elle est plus ou moins Ă©tendue : de moins de 1 pourcent du rayon pour les Ă©toiles naines (quelques centaines de kilomĂštres) Ă  quelques dizaines de pourcents du rayon de l’étoile pour les plus gĂ©antes. La lumiĂšre qui y est produite contient toutes les informations sur la tempĂ©rature, la gravitĂ© de surface et la composition chimique de l’étoile. Pour le Soleil, la photosphĂšre a une Ă©paisseur d’environ 400 kilomĂštres.

Couronne

La couronne est la zone externe, tĂ©nue et extrĂȘmement chaude du Soleil. Elle est due Ă  la prĂ©sence d'un champ magnĂ©tique, produit dans la zone convective; on peut l’observer lors des Ă©clipses de Soleil. C’est grĂące Ă  l’étude de la couronne au XIXe siĂšcle que l’astronome Jules Janssen a dĂ©couvert l’existence du gaz rare dont le nom fait rĂ©fĂ©rence au Soleil (HĂ©lios) : l’hĂ©lium. Le fait que la tempĂ©rature de la couronne atteigne plusieurs millions de degrĂ©s est un problĂšme thĂ©orique difficile et non encore complĂštement rĂ©solu. Il est probable que la plupart des Ă©toiles de faible masse (contenant une zone convective externe) possĂšdent des champs magnĂ©tiques et donc des couronnes.

ThéorÚme de Vogt et Russell

Le thĂ©orĂšme de Vogt-Russell peut s’énoncer ainsi : si en tous points d’une Ă©toile la connaissance des valeurs de la tempĂ©rature, de la densitĂ© et de la composition chimique du plasma interne sont suffisantes pour calculer la pression, l’opacitĂ© du plasma et le taux d’énergie produit, alors la masse et la composition chimique de l’étoile sont suffisantes pour dĂ©crire la structure de celle-ci. Il en rĂ©sulte les relations masse-rayon ou masse-luminositĂ© des Ă©toiles.

Évolution

Article dĂ©taillĂ© : Ă©volution des Ă©toiles.

L’histoire d’une Ă©toile est entiĂšrement dĂ©terminĂ©e par sa masse M et sa composition chimique X, Y, Z (thĂ©orĂšme de Vogt et Russell). M dĂ©termine sa durĂ©e d’existence, et conditionne sa fin. L’évolution d’une Ă©toile passe par plusieurs phases, la premiĂšre est la phase naine ou sĂ©quence principale, la seconde est la phase gĂ©ante puis supergĂ©ante pour terminer par la phase finale telle une supernova ou une nĂ©buleuse planĂ©taire.

Formation

Article dĂ©taillĂ© : formation stellaire.

Une Ă©toile naĂźt de la contraction d’un nuage riche en hydrogĂšne. Sous l’influence d’une onde de densitĂ© (bras de galaxie), d’une onde de choc (supernova ou nova proche), ou d’une fluctuation de densitĂ© au sein de celui-ci, une rĂ©gion commence Ă  se contracter. Par un effet boule de neige, cette rĂ©gion, de plus en plus dense attire Ă  elle de plus en plus de gaz. La contraction du gaz entraĂźne son Ă©chauffement : la proto-Ă©toile rayonne (dans l’infrarouge). Ce rayonnement ralentit par pression de radiation, mais n’interrompt pas, l’inexorable action de la gravitation. Si l’échauffement est suffisant, il peut initier des rĂ©actions nuclĂ©aires au cƓur du nuage. L’énergie dĂ©gagĂ©e par ces rĂ©actions arrĂȘte la contraction du fait de la pression de radiation ainsi gĂ©nĂ©rĂ©e.

La séquence principale

Sous l’effet de la contraction, le noyau de l’étoile (sa partie centrale) atteint des valeurs de pression et de tempĂ©rature extrĂȘmes, qui vont jusqu’à l’allumage des rĂ©actions thermonuclĂ©aires (voir plus haut). L’étoile entre alors dans ce qu’on appelle la sĂ©quence principale, pĂ©riode pendant laquelle son noyau, initialement et essentiellement constituĂ© d’hydrogĂšne et d’hĂ©lium, va progressivement se transformer en hĂ©lium.

Durant cette pĂ©riode, l’antagonisme Ă©nergie produite / gravitation concourt Ă  la stabilitĂ© de l’astre :

Si le flux d’énergie venant du noyau vient Ă  diminuer, la contraction qui s’ensuit accĂ©lĂšre le rythme de production d’énergie qui stoppe la contraction ; inversement, un emballement de la production d’énergie entraĂźne une dilatation de l’étoile, donc son refroidissement, et l’emballement s’arrĂȘte. Ainsi, il en rĂ©sulte une grande stabilitĂ© de l’étoile qui est dĂ©crite dans la thĂ©orie de la structure interne stellaire sous l’appellation « pic de Gamow Â» : c’est une sorte de thermostat stellaire.

La fin d’une Ă©toile

La NĂ©buleuse du Crabe forme le rĂ©manent de supernova d’une explosion observĂ©e par les astronomes d’extrĂȘme Orient en l’an 1054.

Plus une Ă©toile est massive, plus elle consomme rapidement son hydrogĂšne. Une grosse Ă©toile sera donc trĂšs brillante, mais aura une courte durĂ©e de vie. Lorsque le combustible nuclĂ©aire se fait trop rare dans le noyau de l’étoile, les rĂ©actions de fusion s’arrĂȘtent. La pression crĂ©Ă©e par ces rĂ©actions ne compensant plus les forces de gravitation, l’étoile s’effondre sur elle-mĂȘme. Plus une Ă©toile est grosse, plus la fin de son existence sera cataclysmique, pouvant aller jusqu’à prendre la forme d’une gigantesque explosion (supernova) suivi de la formation d’une Ă©toile Ă  neutrons voire dans les cas extrĂȘmes (selon la masse de l’étoile) d’un trou noir.

Les types d’étoiles

Les astronomes classent les Ă©toiles en utilisant la tempĂ©rature effective et la luminositĂ©. Cette classification Ă  deux paramĂštres permet de dĂ©finir des types spectraux (luminositĂ©) variant de VI Ă  I, les naines Ă©tant classĂ©es V. Le Soleil est de classe V. Parmi ces classes on distingue diffĂ©rentes catĂ©gories liĂ©es Ă  la tempĂ©rature de surface. Par exemple les : naines brunes, naines rouges, naines jaunes, gĂ©antes rouges, gĂ©antes bleues, supergĂ©antes rouges, naines blanches, Ă©toiles Ă  neutrons et trous noirs. Si la plupart des Ă©toiles se placent facilement dans l’une ou l’autre de ces catĂ©gories, il faut garder en tĂȘte qu’il ne s’agit que de phases temporaires. Au cours de son existence, une Ă©toile change de forme et de couleur, et peut passer d’une catĂ©gorie Ă  une autre.

Naines brunes

Article dĂ©taillĂ© : Naine brune.

Les naines brunes ne sont pas des Ă©toiles, ou plutĂŽt, ce sont des Ă©toiles « manquĂ©es Â». Leur masse est situĂ©e entre celles des petites Ă©toiles et des grosses planĂštes. En effet, au moins 0,08 masse solaire est nĂ©cessaire pour qu’une proto-Ă©toile amorce des rĂ©actions thermonuclĂ©aires et devienne une vĂ©ritable Ă©toile. Les naines brunes ne sont pas suffisamment massives pour dĂ©marrer ces rĂ©actions. Elles peuvent briller cependant faiblement par contraction gravitationnelle.

Naines rouges

Article dĂ©taillĂ© : naine rouge.

Les naines rouges sont de petites Ă©toiles rouges. On les considĂšre comme les plus petites Ă©toiles en tant que telles. Les astres plus petits comme les naines blanches, les Ă©toiles Ă  neutrons et les naines brunes ne consomment pas de carburant nuclĂ©aire. La masse des naines rouges est comprise entre 0,08 et 0,8 masse solaire. Leur tempĂ©rature de surface entre 2 500 et 5 000 K leur confĂšre une couleur rouge. Les moins massives d'entre elles (au-dessous de 0,35 masse solaire environ) sont entiĂšrement convectives. Ces Ă©toiles brĂ»lent lentement leur carburant, ce qui leur assure une trĂšs longue existence. Elles sont les plus abondantes : au moins 80 % des Ă©toiles de notre Galaxie sont des naines rouges. La plus proche voisine du Soleil, Proxima du Centaure, en est une. Il en est de mĂȘme du second systĂšme stellaire, le plus proche systĂšme solaire, l’étoile de Barnard est aussi une naine rouge.

Naines jaunes

Article dĂ©taillĂ© : naine jaune.

Les naines jaunes sont des Ă©toiles de taille moyenne — les astronomes ne classent les Ă©toiles qu’en naines ou en gĂ©antes. Leur tempĂ©rature de surface est d’environ 6 000 K et elles brillent d’un jaune vif, presque blanc. À la fin de son existence, une naine jaune Ă©volue en gĂ©ante rouge, qui en expulsant ses couches externes — dĂ©ployant alors une nĂ©buleuse planĂ©taire —, dĂ©voile une naine blanche.

Le Soleil est une naine jaune typique.

GĂ©ante rouge

Article dĂ©taillĂ© : GĂ©ante rouge.

La phase gĂ©ante rouge annonce la fin d’existence de l’étoile, qui atteint ce stade lorsque son noyau a Ă©puisĂ© son principal carburant, l’hydrogĂšne : des rĂ©actions de fusion de l’hĂ©lium se dĂ©clenchent, tandis que le centre de l’étoile se contracte, et que ses couches externes gonflent, refroidissent et rougissent. TransformĂ© en carbone et en oxygĂšne, l’hĂ©lium s’épuise Ă  son tour et l’étoile s’éteint. Les couches externes de l’astre s’éloignent et son centre se contracte, dĂ©voilant une naine blanche.

Géante bleue et supergéante rouge

Articles dĂ©taillĂ©s : GĂ©ante bleue et SupergĂ©ante rouge.

Sur le diagramme HR, le coin supĂ©rieur gauche est occupĂ© par des Ă©toiles trĂšs chaudes et brillantes : les gĂ©antes bleues. Ces Ă©toiles trĂšs massives, au moins dix fois plus grosses que le Soleil, consomment rapidement leur hydrogĂšne.

Lorsque le noyau d’une gĂ©ante bleue ne contient plus d’hydrogĂšne, la fusion de l’hĂ©lium prend le relais. Ses couches externes enflent et sa tempĂ©rature de surface diminue. Elle devient alors une supergĂ©ante rouge.

L’étoile fabrique ensuite des Ă©lĂ©ments de plus en plus lourds : fer, nickel, chrome, cobalt, titane
 À ce stade, les rĂ©actions de fusion s’arrĂȘtent et l’étoile devient instable. Elle explose en une supernova et laisse derriĂšre elle un Ă©trange noyau de matiĂšre qui demeurera intact qui deviendra selon sa masse, une Ă©toile Ă  neutrons ou un trou noir.

Naines blanches

Article dĂ©taillĂ© : Naine blanche.

Les naines blanches sont les rĂ©sidus de l’évolution des Ă©toiles de faible masse (entre ~0,8 et ~5 Ă  8 masses solaires). Le Soleil ayant (par dĂ©finition) une masse d’une masse solaire, il finira aussi en naine blanche. Les naines blanches sont des Ă©toiles « mortes Â» puisqu’elles ne sont plus le lieu de rĂ©actions thermonuclĂ©aires produisant de la chaleur. Par contre, elles sont trĂšs chaudes, et ont au dĂ©but, une couleur relativement blanche (voir Loi de Wien). Petit Ă  petit, elles se refroidissent par rayonnement, comme astres froids. Leur taille est environ Ă©gale Ă  celle de la Terre.

Une naine blanche en orbite autour de Sirius (vue d’artiste).

Les naines blanches, comme les Ă©toiles Ă  neutrons sont constituĂ©es de matiĂšre dĂ©gĂ©nĂ©rĂ©e. La densitĂ© moyenne d’une naine blanche est telle qu’une cuillĂšre Ă  thĂ© de matiĂšre d’une telle Ă©toile aurait, sur Terre, le poids d’un Ă©lĂ©phant soit environ 1 kg⋅mm-3. En fait, dans cette matiĂšre, les Ă©lectrons, Ă©tant trĂšs proches les uns des autres, commencent alors Ă  se repousser Ă©nergiquement. Le facteur principal de la pression provient alors du principe d'exclusion de Pauli ; c’est la pression de dĂ©gĂ©nĂ©rescence qui s’oppose Ă  celle de la gravitation. La naine blanche est donc en Ă©quilibre malgrĂ© l’absence de fusion nuclĂ©aire en son noyau. La pression des Ă©lectrons peut supporter une masse de 1,44 fois celle du Soleil : c’est la limite de Chandrasekhar.

Si une naine blanche devient plus massive (en aspirant la matiĂšre d’une autre Ă©toile, par exemple), elle explose en supernova (de type Ia) et est complĂštement dĂ©truite, vaporisĂ©e en nĂ©buleuse. C'est le type des supernovas thermonuclĂ©aires.

Procyon B et Sirius B sont des naines blanches.

Naine noire

Article dĂ©taillĂ© : Naine noire.

Comme une plaque chauffante qu’on Ă©teint, les naines blanches se refroidissent inexorablement. Toutefois, cela se fait trĂšs lentement, en raison de leur masse. Elles perdent peu Ă  peu leur Ă©clat et deviennent invisibles au bout d’une dizaine de milliards d’annĂ©es. Ainsi, toute naine blanche se transforme en naine noire.

L’Univers, vieux de 13,7 milliards d’annĂ©es, est encore trop jeune pour avoir produit des naines noires.

AprĂšs sa mort, le Soleil deviendra une naine blanche puis une naine noire. Ce sort l’attend dans environ 15 milliards d’annĂ©es.

Étoile à neutrons et trou noir

Articles dĂ©taillĂ©s : Étoile Ă  neutrons et Trou noir.

Les Ă©toiles Ă  neutrons sont trĂšs petites mais trĂšs denses. Elles concentrent la masse d’une fois et demi celle du Soleil dans un rayon d’environ 10 kilomĂštres. Ce sont les vestiges d’étoiles trĂšs massives de plus de 10 masses solaires dont le cƓur s'est contractĂ© pour atteindre des valeurs de densitĂ© extraordinairement Ă©levĂ©es, comparables Ă  celles du noyau atomique.

Lorsqu’une Ă©toile massive arrive en fin de vie, elle s’effondre sur elle-mĂȘme, en produisant une impressionnante explosion appelĂ©e supernova. Cette explosion disperse la majeure partie de la matiĂšre de l'Ă©toile dans l’espace tandis que le noyau se contracte et se transforme en une Ă©toile Ă  neutrons.[Note 4] Ces objets possĂšdent des champs magnĂ©tiques trĂšs intenses (pour les plus intenses, on parle de magnĂ©tar). Le long de l’axe magnĂ©tique se propagent des particules chargĂ©es, Ă©lectrons par exemple, qui produisent un rayonnement synchrotron.

Le moment cinĂ©tique de l’étoile Ă©tant conservĂ© lors de l’effondrement du noyau, l’étoile Ă  neutrons possĂšde une vitesse de rotation extrĂȘmement Ă©levĂ©e, pouvant atteindre le millier de tours par seconde. Si par chance un observateur sur Terre regarde dans la direction d’une Ă©toile Ă  neutrons et que la ligne de visĂ©e est perpendiculaire Ă  l’axe de rotation de l’étoile, celui-ci verra alors le rayonnement synchrotron des particules chargĂ©es se dĂ©plaçant sur les lignes de champ magnĂ©tique. Ce phĂ©nomĂšne de phare tournant s’appelle le phĂ©nomĂšne de pulsar. On trouve des pulsars dans des restes de supernovas, le plus cĂ©lĂšbre Ă©tant le pulsar de la nĂ©buleuse du Crabe, nĂ© de l’explosion d’une Ă©toile massive. Cette supernova fut observĂ©e par les astronomes chinois depuis le matin du 4 juillet 1054, en plein jour pendant trois semaines et durant la nuit pendant prĂšs de deux ans.

Parfois, le noyau de l’étoile morte est trop massif pour devenir une Ă©toile Ă  neutrons. Il se contracte inexorablement jusqu’à former un trou noir.

Étoile variable

Articles dĂ©taillĂ©s : Étoile variable et Étoile Ă©ruptive.
L’allure asymĂ©trique de Mira, une Ă©toile variable oscillant. NASA HST.

Alors que la plupart des Ă©toiles sont de luminositĂ© presque constante, comme notre Soleil qui ne possĂšde pratiquement pas de variation mesurable (environ 0,1 % sur un cycle de 11 ans), la luminositĂ© de certaines Ă©toiles varie de façon perceptible sur des pĂ©riodes de temps beaucoup plus courtes, parfois de façon spectaculaire.

Les systĂšmes stellaires

Les Ă©toiles se forment rarement seules. Lorsqu’un nuage de gaz (proto-stellaire) donne naissance Ă  un amas d’étoiles, l’ensemble des Ă©toiles de cet amas ne semble pas se distribuer au hasard, mais semble suivre une loi de distribution dite fonction de masse initiale (IMF), 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 dĂ©pend de la composition chimique du nuage proto-stellaire. La fonction la plus adoptĂ©e actuellement a Ă©tĂ© proposĂ©e par Edwin Salpeter et semble donner des rĂ©sultats satisfaisants pour l’étude des amas de la Galaxie.

Les systĂšmes binaires et multiples

Les systĂšmes binaires sont constituĂ©s de deux Ă©toiles liĂ©es gravitationnellement et orbitant l’une autour de l’autre. L’élĂ©ment le plus brillant est dit primaire et le moins brillant, secondaire. Lorsqu’un systĂšme comporte plus de deux composantes il est qualifiĂ© de systĂšme stellaire multiple.

Les systĂšmes binaires peuvent ĂȘtre dĂ©tectĂ©s par imagerie, lorsque le tĂ©lescope parvient Ă  rĂ©soudre la paire ; dans ce cas la binaire est dite visuelle. Dans d’autres cas, les deux compagnons ne peuvent ĂȘtre rĂ©solus, mais le dĂ©calage Doppler-Fizeau des raies spectrales permet de dĂ©tecter le mouvement orbital de l’une ou des deux Ă©toiles. 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 Ă©toiles est bien visible on parle de binaire SB2. Il est Ă©galement possible de dĂ©tecter le mouvement apparent dans le ciel de l’étoile binaire, qui correspond au mouvement orbital de l’étoile primaire si le secondaire est trĂšs peu lumineux ; dans ce cas la binaire est dite astromĂ©trique. On parle enfin de binaire interfĂ©romĂ©trique lorsque le secondaire est dĂ©tectĂ© par interfĂ©romĂ©trie.

L’astronomie amateur parle de binaire apparente lorsque deux Ă©toiles Ă©loignĂ©es dans l’espace et non liĂ©es gravitationnellement se trouvent proches dans le ciel par effet de perspective.

Les amas

Article dĂ©taillĂ© : Amas stellaire.

Les amas stellaires sont des regroupements locaux d’étoiles liĂ©es gravitationnellement et formĂ©es en mĂȘme temps. De ce fait, ils constituent une population de rĂ©fĂ©rence pour Ă©tudier la durĂ©e de vie d’une Ă©toile en fonction de sa taille (voir diagramme de Hertzsprung-Russell). On peut s’en servir pour dĂ©terminer l’ñge des plus vieilles populations d’étoiles de notre Galaxie.

On distingue les amas ouverts (AO) constituĂ©s de quelques dizaines Ă  quelques milliers d’étoiles et gĂ©nĂ©ralement de forme quelconque et les amas globulaires (AG) constituĂ©s de plusieurs milliers Ă  plusieurs millions d’étoiles.

Les AO sont jeunes, de quelques dizaines Ă  quelques centaines de millions d’annĂ©es. Parmi les plus vieux M67 (4,6 milliards d’annĂ©es comme le Soleil) est aussi parmi les plus gros. Dans notre galaxie, les AO sont riches en mĂ©taux (typiquement comme le Soleil). Les AG sont de forme sphĂ©rique d’oĂč leur nom. Leurs Ă©toiles sont pauvres en mĂ©taux et ils comptent parmi les objets les plus vieux de la Galaxie. Ils se rĂ©partissent dans le sphĂ©roĂŻde de la Galaxie qu’on appelle le halo. Leur Ăąge est compris entre environ 10 et 13,5 milliards d’annĂ©es. Omega du centaure est parmi les plus gros. Sa population stellaire n’est pas unique ce qui montre qu’il a eu une origine Ă©talĂ©e dans le temps permettant la formation de plusieurs d’entre elles (au moins trois). Il est considĂ©rĂ© comme pouvant ĂȘtre le rĂ©sidu d’une galaxie naine ayant Ă©tĂ© capturĂ©e par la Voie LactĂ©e. NGC6397 est au contraire un amas Ă  population stellaire unique avec une abondance en mĂ©taux d’un centiĂšme de celle du Soleil. L’AG le plus pauvre en mĂ©taux connu est M92 avec presque un milliĂšme de l’abondance solaire.

Les associations

Les associations stellaires sont semblables aux amas, Ă  ceci prĂšs qu’elles ne constituent pas un systĂšme liĂ© gravitationnellement. Aussi les associations se dispersent-elles au bout d’un certain temps. Exemple d’association : les associations O-B constituĂ©es principalement d’étoiles trĂšs massives et trĂšs chaudes. On peut les considĂ©rer comme des petits amas ouverts trĂšs jeunes prĂ©sentant encore beaucoup de gaz ionisĂ© dans le voisinage des Ă©toiles. On les rencontre dans notre Galaxie principalement dans les bras.

Les galaxies

Article dĂ©taillĂ© : Galaxie.

Une galaxie est un vaste ensemble d’étoiles. Les galaxies diffĂšrent des amas par leur taille (plusieurs centaines de milliards d’étoiles contre quelques milliers Ă  quelques millions pour les amas stellaires), leur organisation et leur histoire.

Constellations

En observant le ciel nocturne, l’homme a imaginĂ© que les Ă©toiles les plus brillantes pouvaient constituer des figures. Ces regroupements diffĂšrent gĂ©nĂ©ralement d’une Ă©poque Ă  une autre et d’une civilisation Ă  une autre. Les figures devenues traditionnelles, souvent en rapport avec la mythologie grecque, sont appelĂ©es constellations.

Les Ă©toiles d’une constellation n’ont a priori rien en commun, si ce n’est d’occuper, vues de la Terre, une position voisine dans le ciel. Elles peuvent ĂȘtre trĂšs Ă©loignĂ©es les unes des autres. Toutefois, l’Union astronomique internationale a dĂ©fini une liste normalisĂ©e des constellations, attribuant Ă  chacune une rĂ©gion du ciel, afin de faciliter la localisation des objets cĂ©lestes.

Les systÚmes planétaires

Les Ă©toiles peuvent ĂȘtre accompagnĂ©es de corps gravitant autour d’elles. Ainsi, le systĂšme solaire est composĂ© d’une Ă©toile centrale, le Soleil, accompagnĂ© de planĂštes, comĂštes, astĂ©roĂŻdes. Depuis 1995, 340 planĂštes ont Ă©tĂ© dĂ©couvertes autour d’autres Ă©toiles que le Soleil, faisant perdre au systĂšme solaire son caractĂšre supposĂ© unique. Tous ces systĂšmes planĂ©taires sont dĂ©couverts de façon indirecte. La premiĂšre Ă©toile autour de laquelle des planĂštes ont Ă©tĂ© rĂ©vĂ©lĂ©es par des mesures vĂ©locimĂ©triques est 51 Peg (observations rĂ©alisĂ©es Ă  l’OHP avec le spectrographe Elodie). De nombreux autres systĂšmes planĂ©taires ont depuis Ă©tĂ© dĂ©couverts. En raison des limitations actuelles de dĂ©tection, ils prĂ©sentent des caractĂ©ristiques semblables, avec des planĂštes gĂ©antes sur des orbites trĂšs excentriques : on les nomme des « Jupiter chauds Â». La majoritĂ© de ces Ă©toiles sont plus riches en mĂ©taux que le Soleil. Les statistiques sur ces systĂšmes planĂ©taires permettent de conclure que le systĂšme solaire n’a pour l’instant pas d’équivalent. Depuis l’espace, la traque des systĂšmes planĂ©taires par photomĂ©trie a commencĂ© avec le satellite CoRoT (CNES). Celui-ci sera relayĂ© en 2009 par le satellite amĂ©ricain Kepler.

Notes

  1. ↑ Jupiter possùde un rayonnement intrinsùque
  2. ↑ Attention : le Soleil ne doit pas ĂȘtre regardĂ© Ă  travers un instrument optique grossissant, tel que jumelles, longue focale, lunette astronomique ou tĂ©lescope.
  3. ↑ SĂ©quence que l’on peut retenir par l’astuce mnĂ©motechnique suivante : ce sont les initiales de la phrase anglaise Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me.
  4. ↑ Sa structure et composition est plus complexe qu’une simple boule de neutrons, ainsi Ă  sa surface on peut trouver une croĂ»te de fer et d’autres Ă©lĂ©ments.

Références

  1. ↑ (en) J.-F. Donati et al, The surprising magnetic topology of τ Sco: fossil remnant or dynamo output?, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 370, 629 (2006) Donati et al Voir en ligne
  2. ↑ (en) J. D. Landstreet, Magnetic fields at the surfaces of stars, Astronomy and Astrophysics Review, 4, 35-77 (1992) Landstreet Voir en ligne.

Voir aussi

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Liens internes

Liens externes

  • (fr) VidĂ©o-confĂ©rence sur le thĂšme : « Qu’est-ce qu’une Ă©toile ? Â» (intervention de Sylvie Vauclair)

Bibliographie

  • Marc SĂ©guin & BenoĂźt Villeneuve, Astronomie & Astrophysique, Masson, 1995 (ISBN 2761309294)
  • Joachim Herrmann, Atlas de l’astronomie, le livre de poche, coll. « encyclopĂ©dies d’aujourd’hui Â», 1998 (ISBN 225306453X)


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