Etoiles

Bonjour, aujourd’hui nous allons discuter des différents types  d’étoiles, ce qu’elles sont, d’ou elles viennent, ce dont elles sont faites, et d’autres propriétés les concernant.

Tout d’abord, qu’est qu’une étoile ? En astronomie, une étoile est un corps céleste plasmatique qui reflète sa propre lumière par réaction de fusion thermonucléaire en son cœur, ou de corps qui ont été à ce stade de leur cycle de vie, telles que les naines blanches ou les étoiles à neutron.

Une étoile doit posséder une masse minimum pour que les conditions de température et de pression soient suffisantes dans le cœur de l’étoile pour que la fusion thermonucléaire se produise. Si ces conditions ne sont pas remplies, on parle d’objets substellaires. La masse d’une étoile peut varier entre 0.085 masses solaires et 300 masses solaires, la référence initiale d’une masse solaire étant notre soleil. La masse d’une étoile détermine sa température et sa luminosité.

Une étoile est formée de plasma, qu’est ce que le plasma ? Nous en parlerons plus en détails dans un autre chapitre, mais nous allons ici expliquer brièvement ce que c’est. Nous connaissons initialement 3 états de la matière, liquide, solide et gazeux. Le plasma en est un autre, le quatrième état de la matière, qui se manifeste dans des conditions extrêmes, trop extrêmes pour être observé sur Terre, à part dans des cas exceptionnels tels que les arcs électriques, des flammes à très haute température. Pour que le plasma se manifeste, la température doit être assez élevée pour que les atomes soient ionisés (électrons arrachés des atomes). Le soleil, comme toutes les étoiles, est une « boule de plasma ».

Qu’en est il de l’origine des étoiles ? Les étoiles naissent d’effondrements de nuages de gaz, elles se fragmentent en proto étoiles, s’échauffent en se contractant jusqu’à ce que le cœur s’allume et que la fusion nucléaire s’amorce. Avant que l’étoile ne s’effondre complètement, l’hydrogène fusionne en hélium et stoppe l’effondrement, et l’étoile passera ensuite la majeure partie de sa vie dans la séquence principale. Plus la masse de l’étoile est élevée, plus cette dernière amorcera des procédés de fusions d’atomes lourds, tels que du carbone, de l’oxygène, du néon etc, en revanche, si l’étoile atteint le stade de synthétisation du fer, c’est qu’elle a atteint la fin de sa vie, et se transformera en supernova (explosion extrêmement puissante expulsant de la matière à des années lumières à la ronde). Lorsque l’étoile atteint ce stade, le processus fait imploser l’étoile et disloque ses couches externes. L’objet demeurant après l’explosion est très compact, comme une étoile à neutron, par exemple, détectable sous la forme d’un pulsar, ou un trou noir pour les étoiles les plus massives. Les étoiles moins massives voient leur fin de vie moins violente, en perdant petit à petit leur masse, et se transformant en nébuleuses, desquelles plus tard, les cœurs se contractent pour former une naine blanche.

Voyons maintenant plus en détails les différents type d’étoiles selon ce qu’on appelle, le diagramme de Hertzsprung-Russell. La plupart des étoiles se situent sur la séquence principale, la séquence principale concerne la majorité des étoiles, il s’agit des étoiles évoluant très peu, brûlant lentement l’hydrogène se trouvant en leur cœur. Le diagramme de Hertzsprung-Russell représente et compare la luminosité des étoiles en fonction de leur température, et permet d’établir, entre autre, la théorie de l’évolution stellaire et d’étudier les populations d’étoiles :

Les étoiles appartenant à la séquence principale produisent leur énergie et leur rayonnement par conversion de l’hydrogène en hélium par des mécanisme de fusion nucléaire comme le cycle carbone-azote-oxygène ou proton-proton. Un chapitre entier est dédié à la fusion nucléaire et ou nous détaillerons ces différentes notions. Pendant une grande partie de son existence, une étoile est en équilibre hydrostatique(1*) sous l’action de deux forces qui s’opposent ; la gravité, qui tend à faire à contracter et faire s’effondrer l’étoile et la pression cinétique (notion abordée en thermodynamique) ainsi que la pression radiative ou pression de rayonnement (notion également abordée en thermodynamique).

Tout d’abord, si on observe le diagramme, on voit dans la partie supérieur, les étoiles appartenant aux hypergéantes, qui sont les étoiles les plus massives de l’univers, de plusieurs dizaines de masses solaires à plusieurs centaines. Elles ne sont pas explicites sur le schéma ci dessus, mais furent admises comme classes d’étoiles à part entière que plus tard, voici un schéma alternatif ou elles s’y trouvent :

Les supergéantes sont également très massives, faisant entre 10 et 70 masses solaires. Leur diamètre varie entre 30 et plus de 1000 rayons solaires et leur luminosité entre 30 000 et plusieurs centaines de milliers de fois celle du soleil. En revanche, leur masse considérable implique une durée de vie très courte, de l’ordre de 10 à 50 millions d’années, contre plusieurs milliards d’années pour les étoiles de la séquence principale.

Les étoiles géantes et les étoiles géantes brillantes sont légèrement moins massives que les supergéantes, avec des diamètres allant de 10 à 100 fois le rayon solaire et une luminosité de 10 à 1000 fois supérieure que les étoiles naines (séquence principale).

Pour ce qui est des sous géantes, elles sont plus brillantes que les étoiles normales (naines), mais moins brillantes que les « vrais » géantes. Nous pensons que ce sont des étoiles qui ont cessés ou sont en train de cesser la fusion de l’hydrogène dans leur cœur.

Les sous naines, sont moins lumineuses que les naines de la séquence principale, étant soit chaudes, et étant à un stade tardif de l’évolution stellaire dans l’étape de la fusion de l’hélium, ou les sous naines froides, qui sont à l’étape de la fusion de l’hydrogène mais moins lumineuse car possédant une faible métallicité.

Quant aux naines brunes, elles sont en réalité des objets substellaires et non des étoiles, car leur masse est inférieure à la masse minimale nécessaire à la fusion de l’hydrogène mais supérieure à celle nécessaire à la fusion du deutérium. Ces objets sont cependant trop massifs pour être considérés comme des planètes géantes. L’accord commun des scientifiques sur la masse en dessous de laquelle la fusion de l’hydrogène n’est pas possible est de 0.07 masses solaires. Quand à la limite inférieure de fusion du deutérium, on l’évalue à 13 masses de Jupiter. Contrairement aux étoiles dont la luminosité est due aux fusions nucléaires, la luminosité des naines brunes vient quasi exclusivement de l’énergie potentielle gravitationnelle, qui se transforme en énergie interne par contraction.

Les naines blanches sont un peu particulières, pour cette raison, nous consacrerons une page pour expliciter leur nature et leurs propriétés.

 

Nous avons classé les étoiles par rapport au diagramme de Hertzsprung-Russell, mais, à présent nous allons les classer différemment, de manière à exprimer avec plus de détails, les propriétés de chacune d’entres elles. Il s’agit d’un classement des étoiles selon leur température, il s’agit en réalité de les classer selon leur type spectral, qui est lié à leur température de surface. En outre, avant de commencer à les classer de cette manière et détailler les différents types spectraux des étoiles, parlons de leur composition chimique, de leur métallicité, ainsi que de leur différents champs magnétiques.

 

 

 

1*) L’équilibre hydrostatique est un état atteint par un système lorsque les forces de gravitations sont contrebalancées par un gradient de pression de direction opposé (Le gradient de pression est la quantité utilisée en mécanique pour représenter la variation de la pression dans un fluide). Autrement dit, l’équilibre hydrostatique représente un équilibre de deux forces dans un fluide ou un plasma qui se contrebalances l’une avec l’autre, en l’occurrence, comme dit plus haut, la gravité, et la pression cinétique et de rayonnement de l’étoile de manière à former un corps sphérique « homogène ».