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Étoile


Une étoile est une gigantesque boule de plasma (de l'ordre du million de kilomètres de diamètre), émettant sa propre lumière. Cette boule de plasma est en équilibre :

L'étoile la plus proche de la Terre est le Soleil. En dehors du système solaire, c'est Proxima du Centaure qui est la plus proche (à environ 4 années-lumière). Par une nuit dégagée, les étoiles nous apparaissent sous la forme de points scintillants, par rapport auxquels les planètes (du système solaire) se déplacent rapidement, le long de l'écliptique.

Vues depuis la Terre, les plus brillantes étoiles paraissent constituer des figures qu'on appelle des constellations. Ces figures ont souvent une connotation mythologique. Le nombre d'étoiles dans l'univers est estimé à 10 puissance 32. Pour donner une image de ce que représente ce nombre : si chaque étoile est réduite à la taille d'un grain de sable leur nombre représente une couche de 1 mètre de sable d'épaisseur sur toute la surface de la France.

Sommaire

Fonctionnement

Le rayonnement d'une étoile provient de réactions de fusion thermonucléaire. À sa naissance, une étoile est essentiellement constituée d'hydrogène, atome dont le noyau est un proton. Quand des noyaux d'hydrogène fusionnent par groupe de 4 pour donner un noyau d'hélium (composé de 2 protons et 2 neutrons), il se produit un dégagement d'énergie selon les réactions suivantes (chaîne proton-proton) :

2(1H + 1H → 2D + e- + νe) (4.0 MeV + 1.0 MeV)
2(1H + 2D → 3He + γ) (5.5 MeV)
3He + 3He → 4He + 1H + 1H (12.86 MeV)

La fusion a lieu dans le cœur de l'étoile, la zone centrale, du fait de la pression et de la température élevées qui y règnent. Dans ces conditions, les protons ont une grande vitesse qui leur permet de vaincre leur répulsion électrique (2 protons ont tous deux une charge positive donc ils se repoussent) et de fusionner à l'aide de l'effet tunnel. Une partie de l'énergie dégagée sous forme de photons commence alors un long voyage vers l'extérieur, car un plasma est opaque, la lumière y voyage très difficilement. On estime qu'un photon met plusieurs millions d'année avant d'atteindre la surface de l'étoile.

Évolution

L'histoire d'une étoile est entièrement déterminée par la gravitation. C'est cette force qui permet la formation de l'étoile, détermine sa durée d'existence, et enfin, conditionne sa fin.

Formation

Une étoile naît de la contraction d'un nuage riche en hydrogène. Sous l'influence d'une onde de densité (bras de galaxie), d'une onde de choc (supernova ou nova proche), ou d'une fluctuation de densité au sein de celui-ci, une région commence à se contracter. Par un effet boule de neige, cette région, de plus en plus dense attire à elle de plus en plus de gaz. La contraction du gaz entraîne son échauffement : la proto-étoile rayonne (dans l'infrarouge). Ce rayonnement ralentit (par la pression de radiation), mais n'interrompt pas l'inexorable travail de la gravitation.

Voir article de fond : formation stellaire.

La séquence principale

Sous l'effet de la contraction, le cœur de l'étoile (sa partie centrale) atteint des valeurs de pression et de température extrêmes, qui vont jusqu'à l'allumage des réactions thermonucléaire (voir plus haut). L'étoile entre alors dans ce qu'on appelle la séquence principale, période pendant laquelle son cœur, initialement constitué d'hydrogène, va progressivement se transformer en hélium.

La fin d'une étoile

Plus une étoile est massive, plus elle consomme rapidement son hydrogène. Une grosse étoile sera donc très brillante, mais aura une faible durée de vie. Lorsque le combustible nucléaire se fait trop rare dans le cœur de l'étoile, les réactions de fusion s'arrêtent. La pression créée par ces réctions ne compensant plus les forces de gravitation, l'étoile s'effondre sur elle-même. Plus une étoile est grosse, plus la fin de son existence sera cataclysmique, pouvant aller jusqu'à prendre la forme d'une gigantesque explosion (supernova) puis la formation d'une étoile à neutrons voire dans les cas extrêmes, un trou noir.

Voir article de fond : étoile évoluée.

Les types d'étoiles

On peut classer les étoiles en différentes catégories : naines brunes, naines rouges, naines jaunes, géantes rouges, géantes bleues, supergéantes rouges, naines blanches, étoiles à neutrons et trous noirs. Si la plupart des étoiles se placent facilement dans l'une ou l'autre de ces catégories, il faut garder en tête qu'il ne s'agit que de phases temporaires. Au cours de son existence, une étoile change de forme et de couleur, et peut passer d'une catégorie à une autre.

Naines brunes : des étoiles ratées

Les naines brunes ne sont pas des étoiles. Leur masse est située entre celles des petites étoiles et des grosses planètes. En effet, il faut 0,08 masses solaires (0,08 fois la masse du Soleil) pour qu'une proto-étoile amorce des réactions thermonucléaires et devienne une véritable étoile. Les naines brunes ne sont pas suffisamment massives. Elles n'ont qu'un début de formation un peu lumineux, brillant par contraction gravitationnelle.

Naines rouges

Les naines rouges sont... de petites étoiles rouges ! Il s'agit en fait des plus petites étoiles dignes de ce nom. Les astres plus petits comme les naines blanches, les étoiles à neutrons et les naines brunes ne consomment pas de carburant nucléaire. La masse des naines rouges est comprise entre 0,08 et 0,8 masses solaires. Une température de surface entre 2 500 et 5 000 K leur confère une couleur rouge. Ces étoiles brûlent lentement leur carburant et vivent très longtemps. Elles sont les plus abondantes : au moins 80% des étoiles de la Voie Lactée sont des naines rouges. La plus proche voisine du Soleil, Proxima du Centaure, en est une.

Naines jaunes

Les naines jaunes sont des étoiles de taille moyenne. (Les astronomes ne classent les étoiles qu'en naines ou en géantes.) Elles ont une température de surface d'environ 6000°C et brillent d'un jaune vif, presque blanc. À la fin de sa vie, une naine jaune devient une géante rouge puis une naine blanche.

Le Soleil est une naine jaune typique.

Géante rouge

La phase géante rouge annonce la fin. Une étoile atteint ce stade lorsque son cœur a épuisé son principal carburant, l'hydrogène. Des réactions de fusion de l'hélium se déclenchent alors. Tandis que le centre de l'étoile se contracte, ses couches externes gonflent, refroidissent et rougissent. Transformé en carbone et en oxygène, l'hélium s'épuise à son tour et l'étoile meurt. L'astre se débarrasse de ses couches externes et son centre se contracte pour devenir une naine blanche.

Géantes bleues et supergéantes rouges

Sur le diagramme HR, le coin supérieur gauche est occupé par des étoiles très chaudes et brillantes: des géantes bleues. Ces étoiles sont au moins dix fois plus grosses que le Soleil. Très massives, elles consomment rapidement leur hydrogène.

Lorsqu'elle ne contient plus d'hydrogène dans son cœur, une géante bleue y fusionne de l'hélium. Ses couches externes enflent et sa température de surface baisse de plus en plus. Elle devient alors une supergéante rouge.

L'étoile fabrique ensuite des éléments de plus en plus lourds : fer, nickel, chrome, cobalt, titane... À ce stade, les réactions de fusion s'arrêtent et l'étoile devient instable. Elle explose en une supernova et meurt. L'explosion laisse derrière elle un étrange cœur de matière qui demeurera intact. Ce cadavre est, selon sa masse, une étoile à neutrons ou un trou noir.

Naines blanches

Les naines blanches sont les cœurs d'étoiles mortes qui ont expulsé leurs couches externes. Leur taille est environ celle de la Terre. Elles sont blanches car leur température de surface extrêmement élevée. Ces étoiles sont mortes : il n'y a plus de réactions nucléaires en leur cœur.

Les naines blanches sont constituées de matière dégénérée. La matière est dans un état dégénéré sa densité est telle que ses composants, électrons ou neutrons, sont tellement proches que le facteur principal de la pression provient du principe d'exclusion de Pauli; c'est la pression de dégénérescence. La densité d'une naine blanche est donc énorme. Une cuillère à thé de matière d'une telle étoile aurait, sur Terre, la masse d'un éléphant. Cette densité extrême impose aux électrons de se repousser énergiquement. Il se crée ainsi une force de pression qui s'oppose à celle de la gravitation. La naine blanche est donc en équilibre malgré l'absence de fusion nucléaire en son cœur. La pression des électrons peut supporter une masse de 1,4 fois celle du Soleil : c'est la limite de Chandrasekhar. Si une naine blanche devient plus massive (en aspirant la matière d'une autre étoile, par exemple), elle explose en supernova et est complètement détruite.

Naines noires

Comme un élément de cuisinière qu'on éteint, les naines blanches se refroidissent lentement. Elles perdent peu à peu leur éclat et deviennent invisibles au bout d'une dizaine de milliards d'années. Ainsi, toute naine blanche se transforme en naine noire.

L'Univers, vieux de 13,7 milliards d'années, est encore trop jeune pour avoir produit des naines noires.

Après sa mort, le Soleil deviendra une naine blanche puis une naine noire. Ce sort l'attend dans environ 15 milliards d'années.

Étoiles à neutrons et trous noirs

Les étoiles à neutrons sont toutes petites mais très massives. Elles ont la masse d'une étoile comme le Soleil confinée dans un rayon d'environ 10 km (la taille d'une ville). Ce sont les cadavres des étoiles très massives.

Lorsqu'une supergéante rouge s'effondre sur elle-même, il se produit une impressionnante explosion appelée supernova. L'explosion disperse d'énormes quantités de matière dans l'espace mais épargne le cœur de l'étoile. Ce cœur rétrécit et se transforme en une boule de neutrons : une étoile à neutrons.

Parfois, le cœur de l'étoile morte est trop massif pour devenir une étoile à neutrons. Il rétrécit alors sans cesse et disparaît complètement. L'objet qui en résulte, un trou noir, possède toujours une masse mais n'a plus de volume.

Les associations d'étoiles

Les systèmes binaires

Les systèmes binaires sont constitués de deux étoiles liées gravitationnellement et orbitant l'une autour de l'autre. L'élément le plus brillant est dit primaire et le moins brillant, secondaire.

Les systèmes binaires peuvent être détectés par imagerie, lorsque le télescope parvient à résoudre la paire ; dans ce cas la binaire est dite visuelle. Dans d'autres cas, les deux compagnons ne peuvent être résolus, mais le décalage Doppler-Fizeau des raies spectrales permet de détecter le mouvement orbital de l'une ou des deux étoiles. Dans ce cas la binaire est dite spectroscopique. Il est également possible de détecter le mouvement apparent dans le ciel de l'étoile binaire, qui correspond au mouvement orbital de l'élément orbital de l'étoile primaire si le secondaire est très peu lumineux ; dans ce cas la binaire est astrométrique. On parle enfin de binaire interférométrique lorsque le secondaire est détecté par interférométrie.

L'astronomie amateur parle de binaire apparente lorsque deux étoiles éloignées dans l'espace et non liées gravitationnellement se trouvent proches dans le ciel par effet de perspective.

Les constellations

Une constellation est un regroupement par l'esprit humain d'étoiles qui souvent n'ont rien en commun si ce n'est d'occuper, vues de la Terre, une position voisine sur le ciel. Ces regroupements étant totalement imaginaires, ils diffèrent généralement d'une époque à une autre et d'une civilisation à une autre. Toutefois aujourd'hui, l'Union astronomique internationale a défini une liste normalisée des constellations, attribuant à chacune une région du ciel, afin de permettre la localisation d'un objet dans le ciel.

Les amas

Les amas stellaires sont des regroupements locaux d'étoiles, liées gravitationnellement et généralement formées en même temps. De ce fait, ils constituent une population de référence pour étudier la durée de vie d'une étoile en fonction de sa taille (voir diagramme de Hertzsprung-Russell).

On distingue les amas ouvert constitués de quelques dizaines à centaines d'étoiles et de géométrie varible des amas globulaires comportant plusieurs milliers d'étoiles et de forme sphérique.

Les associations

Les associations stellaires sont semblables aux amas, à ceci près qu'elles ne constituent pas un système lié gravitationnellement. Aussi les associations se dispersent-elles au bout d'un certain temps.

Les galaxies

Une galaxie est un vaste ensemble d'étoiles. Elles diffèrent des amas par leur taille (plusieurs centaines de milliards d'étoiles contre quelques milliers à quelques millions pour les amas stellaires), leur organisation et leur histoire.


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