Catégories d'étoiles | | | | | |
| | | | | | | | Caractéristiques des étoiles | | mise à jour 12 octobre 2010 | | catégorie : étoile |  | | | | | L'homme a imaginé que les étoiles les plus brillantes pouvaient constituer des figures. Ces regroupements diffèrent d'une époque à une autre et d'une civilisation à une autre. Les figures devenues traditionnelles, souvent en rapport avec la mythologie grecque, sont appelées constellations.
Les étoiles d'une constellation n'ont rien en commun, si ce n'est d'occuper, vues de la Terre, une position voisine dans le ciel. Elle peuvent être très éloignées les unes des autres.
Toutefois, l'Union astronomique internationale a défini une liste normalisée des constellations, attribuant à chacune une région du ciel, afin de faciliter la localisation des objets célestes. Les étoiles ont une masse comprise entre environ 0,08 et 150 fois la masse du Soleil. Cette grandeur détermine la vie de l'étoile. En 2010, une équipe d’astronomes dirigée par Paul Crowther, Professeur d’astrophysique à l’Université de Sheffield, a découvert l’étoile la plus massive avec une masse supérieure à 300 fois la masse de notre Soleil, soit deux fois les 150 masses solaires considérées comme la masse maximale pour une étoile.
L’étoile R136a1, trouvée dans l’amas R136, est l’étoile observée la plus massive avec une masse d’environ 265 masses solaires et une masse calculée à la naissance de 320 fois la masse du Soleil. Une étoile très massive sera très lumineuse mais sa durée de vie sera réduite. Les étoiles très massives produisent des vents très puissants.
"Étant âgée d’un peu plus d’un million d’années, l’étoile la plus extrême, R136a1, est déjà à la moitié de sa vie et a déjà subi un intense régime amaigrissant, perdant un cinquième de sa masse initiale pendant cette période, ce qui correspond à plus de cinquante masses solaires." dit Paul Crowther.
En deçà de la masse minimale, l'échauffement générée par la contraction est insuffisant pour démarrer le cycle de réactions nucléaires. Au-delà de la masse maximale, la force de gravité est insuffisante pour retenir toute la matière de l'étoile une fois les réactions nucléaires entamées.
Comparativement à notre planète (environ 12 756 km de diamètre), les étoiles sont gigantesques : le Soleil a un diamètre d'environ 1,5 million de km et certaines étoiles comme Antarès ou Bételgeuse ont un diamètre 800 fois supérieur à notre Soleil.
La recherche stellaire quant à elle utilise plutôt la grandeur du rayon plutôt que le diamètre qui reste une notion à deux dimensions. | | La magnitude est une échelle logarithmique du flux radiatif de l'étoile.
On distingue la magnitude apparente qui dépend de la distance entre l'étoile et l'observateur, et la magnitude absolue, qui est la magnitude de l'étoile si celle-ci était arbitrairement placée à 10 parsec de l'observateur.
La magnitude absolue est bien sûr directement liée à la luminosité de l'étoile. Cette dernière grandeur est utilisée par les modèles d'évolution stellaires, tandis que la magnitude apparente est plutôt utilisée pour les observations, puisque l'œil possède une sensibilité également logarithmique. La plupart des étoiles paraissent blanches à l'œil nu.
Mais si nous regardons attentivement les étoiles, nous pouvons y remarquer une couleur : bleu, blanc, rouge et même doré. Le fait que les étoiles montrent différentes couleurs resta longtemps un mystère.
La couleur permet de classifier les étoiles suivant leur type spectral (qui est en rapport avec la température de l’étoile). Les types spectraux vont du plus violet au plus rouge, c'est-à-dire du plus chaud vers le plus froid et sont classés par les lettres O B A F G K M .
Le Soleil, par exemple, est de type spectral G. Mais il ne suffit pas de caractériser une étoile par sa couleur (son type spectral), il faut aussi mesurer sa luminosité.
Pour un type spectral donné, plus l'étoile est grande, plus sa luminosité est forte.
Les étoiles O et B sont bleues à l'œil, les étoiles A sont blanches, les étoiles F et G sont jaunes, les étoiles K sont orange, les étoiles M sont rouges.
| classe | température | raies d'absorption |
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| O | > 25 000 K | azote, carbone, hélium et oxygène | | B | 10 000 - 25 000 K | hélium, hydrogène | | A | 7 500 - 10 000 K | hydrogène | | F | 6 000 - 7 500 K | métaux: fer, titane, calcium, strontium et magnésium | | G | 5 000 - 6 000 K | calcium, hélium, hydrogène et métaux | | K | 3 500 - 5 000 K | métaux et oxyde de titane | | M | < 3 500 K | métaux et oxyde de titane |
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* Image de l’amas globulaire d’Omega du Centaure, prise par le télescope spatial Hubble avec la Wide Field Camera 3 (WFC3), en 2009. crédit : NASA, ESA, and the Hubble SM4 ERO Team.
La couleur permet de classifier les étoiles suivant leur type spectral (qui est en rapport avec la température de l’étoile). Les types spectraux vont du plus violet au plus rouge, c'est-à-dire du plus chaud vers le plus froid et sont classés par les lettres O B A F G K M .
Les étoiles O et B sont bleues à l'œil, les étoiles A sont blanches, les étoiles F et G sont jaunes, les étoiles K sont orange, les étoiles M sont rouges.
| | | | | | | | Catégories d'étoiles | | | | | | | | | | * Les naines brunes ne sont pas des étoiles ou plutôt ce sont des étoiles ratées. Leur masse se situe entre celles des petites étoiles et celle des grosses planètes. En effet, il faut 0,08 masses solaires pour qu'une protoétoile amorce des réactions thermonucléaires et devienne une véritable étoile. Les naines brunes ne sont pas suffisamment massives mais elles rayonnent un peu de chaleur, résidu de sa formation.
Il est possible qu'au début de leur formation elles aient démarré une fusion thermonucléaire mais elles ont fini par s'éteindre. Les naines brunes n'ont jamais atteint la masse critique (13 fois la masse de Jupiter ou 0,08 fois la masse du Soleil) pour s'enflammer et maintenir un état durable.
On qualifie une naine brune de froide à 1 000°C, et de chaude à partir de 2 000°C. Les naines brunes sont difficilement observables, puisqu'elles n'émettent qu'un faible rayonnement dans l'infrarouge. | | * Les naines rouges sont de petites étoiles rouges. Ces astres parmi les 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. A cause de leur petite masse, les naines rouges consument très lentement leur hydrogène et possèdent donc une durée de vie très longue, estimée entre quelques dizaines et 1 000 milliards d'années.
Elles se contractent et s'échauffent lentement jusqu'à ce que tout leur hydrogène soit consommé. Les naines rouges sont probablement les étoiles les plus nombreuses de l'univers. Proxima du Centaure, l'étoile la plus proche de nous est une naine rouge, de même qu'une vingtaine d'autres parmi les trente étoiles les plus proches.
Naines rouges : Arcturus, | | * 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 6 000°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.
La phase géante rouge annonce la fin de vie d'une naine jaune. 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, et 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 alors de ses couches externes et son centre se contracte pour devenir une naine blanche de la taille d'une planète.
Naines jaunes : Soleil, | | | | | | | * Les géantes blanches, bleues et super géantes jaunes, rouges sont très chaudes et brillantes. Ces étoiles sont au moins dix fois plus grosses que le Soleil. Les géantes bleues sont extrêmement lumineuses, de magnitude absolue -5, -6 et plus. Très massives, elles consomment rapidement leur hydrogène et leur durée de vie est très courte de l'ordre de 10 à 100 millions d'années, donc très rares. Lorsque l'hydrogène dans son cœur a été consumé, la géante bleue fusionne alors l'hélium. Ses couches externes enflent et sa température de surface baisse jusqu'à devenir une super géante 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.
Géantes bleues : Rigel, Deneb, Hadar,
Géantes rouges : Aldébaran,
Géantes blanches : Procyon,
Géantes jaunes : Pollux,
Supergéantes jaunes : Canopus,
Supergéantes bleues : Achernar,
Supergéantes rouges : Bételgeuse, Antarès, | | * Les naines blanches sont des résidus d'étoiles éteintes. C’est l’avant-dernière phase de l'évolution des étoiles dont la masse est comprise entre 0,3 et 1,4 fois celle du Soleil. La densité d'une naine blanche est très élevée : une naine blanche d'une masse solaire a un rayon de l'ordre de celui de la Terre.
La forte densité de la matière fait que les phénomènes quantiques deviennent peu à peu prépondérants et on dit que la matière est dans un état de dégénérescence. Le diamètre de la naine blanche ne dépend plus de sa température, mais dépend principalement de sa masse : plus sa masse est élevée, plus son diamètre est faible. Toutefois, il existe une valeur au-dessus de laquelle une naine blanche ne peut exister, c’est la limite de Chandrasekhar.
Au-delà de cette masse, la pression due aux électrons est insuffisante pour compenser la gravité et l'étoile continue sa contraction jusqu'à devenir une étoile à neutrons.
Naines blanches : Sirius, Régulus, | | * Les étoiles à neutrons sont très petites mais très denses. Elles concentrent la masse d'une étoile comme le Soleil dans un rayon d'environ 10 km.
Ce sont les vestiges d'étoiles très massives de plus de dix masses solaires. Lorsqu'une étoile massive arrive en fin d'existence, elle s'effondre sur elle-même, en produisant une impressionnante explosion appelée supernova.
Cette explosion disperse d'énormes quantités de matière dans l'espace mais épargne le cœur de l'étoile. Ce cœur se contracte et se transforme en grande partie en une étoile à neutrons.
Ces objets, appelés magnétars, possèdent des champs magnétiques très intenses.
Le long de l'axe magnétique se propage des particules chargées, électrons par exemple, qui produisent un rayonnement synchrotron. | | | | | | | * Les trous noirs sont des objets massifs dont le champ gravitationnel est si intense qu’il empêche toute forme de matière ou de rayonnement de s’en échapper. Les trous noirs sont décrits par la théorie de la relativité générale. Lorsque le cœur de l'étoile morte est trop massif pour devenir une étoile à neutrons, il se contracte inexorablement jusqu'à former cet objet astronomique qu'est le trou noir.
Envisagée dès le 18ème siècle, la théorie soutenant l'existence des trous noirs, stipule qu'il s'agit d'objets si denses que leur vitesse de libération est supérieure à la vitesse de la lumière – c'est-à-dire que même la lumière ne peut vaincre leur force gravitationnelle de surface, et reste donc prisonnière.
De cette caractéristique inquiétante proviennent les qualificatifs « noir » et « obscur, » mais le terme le plus exact serait surement « invisible, » car il s'agit bien là d'une absence totale de luminosité. | | La théorie définit également avec précision l'intensité du champ gravitationnel d'un trou noir. Elle est telle qu'aucune particule franchissant son horizon, frontière théorique, ne peut s'en échapper.
Si la plupart des étoiles se placent facilement dans l'une ou l'autre de ces catégories, 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.
* V. Beckmann (NASA's GSFC) et al., ESA | |  |
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