Etoiles de l'Univers


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L'univers dans tous ses états

Etoiles
Qu'est-ce qu'une étoile ?	[lecture rapide de la page] Une étoile est un astre semblable au Soleil, qui brille grâce à des réactions nucléaires qui se produisent en son centre. Les étoiles sont considérablement plus éloignées de la Terre que le Soleil. L'étoile la plus proche, Proxima du Centaure, est située à environ 4 années lumières du Système Solaire, 250 000 fois plus loin que le Soleil. Les étoiles se forment suite à la contraction d'une nébuleuse de gaz et de poussières sous l'effet de la gravité. Si l'échauffement de la matière est suffisant, cela déclenche le cycle des réactions nucléaires au cœur de la nébuleuse pour former une étoile. Le nombre d'étoiles dans l'univers est estimé entre 10 000 milliards de milliards et 100 000 milliards de milliards. Le cœur de l'étoile est la zone la plus chaude, elle atteint pour le Soleil, une température de 15,7 millions de degrés Celsius. Le fait que les étoiles montrent différentes couleurs resta longtemps un mystère. La couleur est en rapport avec la température de l’étoile. Les couleurs vont du plus violet au plus rouge, c'est-à-dire du plus chaud vers le plus froid. Il existe des naines blanches, des naines brunes, des naines jaunes, des naines rouges, des géantes bleues, des géantes rouges...

Une étoile est un astre semblable au Soleil, qui brille grâce à des réactions nucléaires qui se produisent en son centre. À l'exception du Soleil, les étoiles apparaissent à l'œil nu sous la forme d'un point brillant, scintillant du fait de la turbulence atmosphérique, sans mouvement apparent immédiat par rapport aux autres objets fixes du ciel. Toutes les étoiles sont considérablement plus éloignées de la Terre que le Soleil. L'étoile la plus proche, Proxima du Centaure, est située à environ 4 années lumières du Système Solaire, soit près de 250 000 fois plus loin que le Soleil. La masse d'une étoile est de l'ordre de quelques 10³⁰ kg, et son rayon de l'ordre de quelques millions de kilomètres. La puissance rayonnée par une étoile comme le Soleil est de l'ordre de 10²⁶ watts. Les étoiles se forment suite à la contraction d'une nébuleuse de gaz et de poussières sous l'effet de la gravité. Si l'échauffement de la matière est suffisant, cela déclenche le cycle des réactions nucléaires au cœur de la nébuleuse pour former une étoile. L'énergie dégagée par ces réactions est alors suffisante pour arrêter sa contraction du fait de la pression de radiation ainsi générée.	Le nombre d'étoiles dans l'univers est estimé entre 10²² et 10²³. Le Soleil mis à part, les étoiles sont trop peu brillantes pour être observables en plein jour. Le nombre d'étoiles observables la nuit, à l'œil nu et par temps clair, varie entre une centaine et plusieurs milliers selon les conditions d'observation. Naissance d'une étoile : image composée à partir des données du télescope à rayon X Chandra (en bleu) et des données du télescope à infrarouge Spitzer (en rouge et orange). A environ 4000 années-lumière de la Terre se trouve RCW 108, une région de la Voie lactée où la formation d'étoiles est active d'où la présence d'amas de jeunes étoiles en bleu sur l'image. Celle que l'on voit naitre, en jaune au centre de l'image est profondément ancrée dans un nuage d'hydrogène moléculaire. D'après les données provenant de différents télescopes, les astronomes ont déterminé que la naissance des étoiles dans cette région est déclenchée par l'effet de proximité des jeunes étoiles massives.

Structure d'une étoile		catégorie : étoiles

La structure d'une étoile comporte différentes zones : le cœur, la zone radiative, la zone convective, la photosphère et la couronne. Le cœur est la partie de l'étoile dans laquelle se déroulent les réactions thermonucléaires fournissant l'énergie nécessaire à sa stabilité. Le cœur est donc la zone la plus chaude, atteignant pour le Soleil, une température de 15,7 millions de kelvinsLa température de 0 kelvin (K) est égale à -273,15°C et correspond au zéro absolu, une variation de température de 1 K est équivalente à une variation de 1°C.. L'énergie libérée par les réactions de fusions nucléaires au cœur de l'étoile se transmet aux couches externes par rayonnement. C’est la zone radiative qui récupère d'abord cette énergie. La zone radiative est surmontée d'une zone convective. Dans cette zone convective, la chaleur se transmet par des mouvements gigantesques de matière chauffée à la base de cette couche. La température dans la zone de convection descend en dessous du million de kelvins.	La matière qui s'élève sous l'effet de la poussée d'Archimède, réchauffe la matière alentour (vers la surface), se refroidit et plonge vers la base de la zone convective pour un nouveau cycle de convection. Cette zone convective est plus ou moins grande. Pour une étoile sur la séquence principale, elle dépend de la masse et de la composition chimique ; pour une géante, elle est très développée et occupe un pourcentage important du volume de l'étoile. Pour une super géante, cette zone peut atteindre les trois quarts du volume de l'étoile. Ensuite vient la photosphère, la partie externe de l'étoile qui produit la lumière visible. La photosphère est plus ou moins étendue, de quelques centaines de kilomètres pour les étoiles naines (inférieur à 1 pourcent du rayon) à quelques dizaines de pourcents du rayon de l'étoile pour les géantes.	La lumière qui y est produite contient toutes les informations sur la température, la gravité de surface et la composition chimique de l'étoile. Pour le Soleil, la photosphère a une épaisseur d'environ 400 kilomètres. La couronne est la zone externe, ténue et extrêmement chaude du Soleil. On peut l'observer lors des éclipses de Soleil. C’est grâce à l'étude de la couronne au 19ème siècle que l'astronome Jules Janssen a découvert l'existence de l'hélium, gaz rare dont le nom fait référence au Soleil (Hélios).

Sirius, la plus brillante		Proxima centauri, la plus proche

	Sirius est l'étoile la plus brillante du ciel nocturne. Sirius est 20 fois plus lumineuse que notre soleil et plus de deux fois plus massive. Sirius est à 8,7 années-lumière de distance. Sirius est appelé Dog Star à cause de son importance dans la constellation de Canis Majoris (Grand Chien). En 1862, on a découvert un compagnon à Sirius ce qui en fait un système d'étoiles binaire, Sirius B est 10 000 fois plus lumineux que Sirius A. Le système Sirius est capturée sur l'image de gauche, dans les rayons X. Alpha Centauri, comme la majorité des étoiles est une naine rouge. C'est l'étoile la plus proche de nous, à 4,22 al de notre Soleil, elle fait partie d'un système d'étoiles triple (capturée au centre de l'image). Alpha Centauri est assez similaire à notre Soleil.

Caractéristiques		catégorie : étoiles

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 120 fois la masse du Soleil. Cette grandeur détermine la vie de l'étoile. Une étoile très massive sera très lumineuse mais sa durée de vie sera très réduite. 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 kilomètres et certaines étoiles comme Antarès ou Bételgeuse ont un diamètre 800 fois supérieur à 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. Ils 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.	Image de l’amas globulaire d’Omega du Centaure, prise par le télescope spatial Hubble avec la Wide Field Camera 3 (WFC3), en 2009. 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. crédit : NASA, ESA, and the Hubble SM4 ERO Team

Catégories d'étoiles		catégorie : 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.	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. Le Soleil est une naine jaune typique. 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.

Les géantes bleues et super géantes 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.	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.	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. voir détail

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 sûrement « 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

Supernova

Une géante qui explose en supernova, c'est ce que l'on peut observer sur cette image qui associe des données obtenues dans différentes longueurs d’onde grâce aux télescopes spatiaux Chandra et Hubble. Cette supernova est connue sous la référence E0102-72, elle se trouve à environ 190 000 années-lumière dans le Petit Nuage de Magellan. E0102 a été observée par l’observatoire Chandra en rayons X en 1999. Une analyse de toutes ces données indique que la forme générale de E0102 n’est probablement pas celle d’une sphère mais celle d’un cylindre vu par une de ses extrémités. L’intriguant résultat implique que l’explosion de l’étoile massive a produit une forme similaire à ce qui est observé dans certaines nébuleuses planétaires associées à des étoiles de plus faible masse. Une forte source de rayons-X, a permis à Chandra de la repérer.	Supernovae E0102-72 on voit sur cette image de Chandra, le nuage de matière en expansion qui a suivi l’explosion d’une étoile géante en supernova. Crédit: Rayons-X - NASA / CXC / MIT / D.Dewey et al., NASA / CXC / SAO / J.DePasquale;

Quelle est la taille d'une étoile ?

C’est grâce à la loi de Stefan-Boltzmann, que les astronomes peuvent aisément calculer les rayons des étoiles (voir nota ci-contre). En 1879, le physicien autrichien Josef Stefan, qui s'intéresse au rayonnement des corps chauds, découvre que l'énergie totale émise par un objet est proportionnelle à la puissance 4 de sa température absolue. Les plus grosses étoiles découvertes, sont kW sagitarii, V354 Cephei et KY Cygni, elles sont environ 1 500 fois plus grande que notre Soleil. Notre Soleil a un diamètre de 1 392 000 km. Bételgeuse est une super géante rouge, l'une des plus grandes étoiles connues. Son rayon est estimé à environ 900 fois celui du Soleil, si Bételgeuse était au centre de notre système solaire elle s'étendrait entre l'orbite de Mars et celle de Jupiter. Antares la super géante rouge la plus proche de nous a un diamètre d'environ 700 fois celui du Soleil, soit près de 1 milliard de kilomètres. Aldébaran est une géante rouge de magnitude 0,86 et de type spectral K5 III, ce qui signifie qu'elle est orangée, grande et qu'elle a quitté la séquence principale après avoir utilisé tout son hydrogène. Elle brûle essentiellement de l'hélium et a atteint un diamètre environ 45 fois celui du Soleil.	Rigel est une super géante bleue, 55 000 fois plus lumineuse que le Soleil. Avec un diamètre de près de 116 000 000 km, environ 35 fois celui du Soleil, Rigel s'étendrait jusqu'à l'orbite de Vénus dans notre système solaire. Arcturus est 20 fois plus grosse que le soleil, sa magnitude est de -0,04 et sa distance au soleil est de ~37 années-lumière. Pollux est environ 8 fois plus grosse que le soleil, sa magnitude est de 1,09 et sa distance au soleil est de ~33,7 années-lumière. Tailles comparées de certaines étoiles super géantes comme Antares, Bételgeuse, Rigel, Aldébaran et certaines naines blanches comme Arcturus, Pollux, Sirius ou le Soleil. © astronoo.com nota : Grâce à la loi de Stefan-Boltzmann, les astronomes peuvent calculer les rayons des étoiles. La luminosité L d'une étoile s'écrit: L = 4πσR2T4 L est la luminosité, σ est la constante de Stefan-Boltzmann, R le rayon de l'étoile et T sa température.

Les taches de Bételgeuse ou Alpha Orionis

Bételgeuse (α Orionis) est une super géante rouge froide, l'une des plus grandes étoiles connues, située à 640 années-lumière dans la constellation d’Orion. Son rayon est estimé à environ 900 fois celui du Soleil, si Bételgeuse était au centre de notre système solaire elle s'étendrait entre l'orbite de Mars et celle de Jupiter. Bételgeuse est à 600 al du système solaire et en dépit de son énorme diamètre, elle brille dans notre ciel sous la forme d’un simple point lumineux, même dans les plus puissants télescopes. Cependant en utilisant une technique d’observation appelée interférométrie (reconstitution virtuelle d’un télescope géant à partir de plusieurs grands télescopes mis en réseau) dans la longueur d’onde infrarouge, des astronomes de l’Observatoire de Paris sont parvenus à résoudre la surface de Bételgeuse et à produire cette image de la supergéante rouge. Cette étonnante image révèle la présence de deux immenses taches brillantes comme deux gigantesques bulles convectives surgissant des profondeurs de la supergéante. Contrairement aux taches que l’on peut observer sur notre Soleil, celles-ci sont brillantes car elles sont plus chaudes que le reste de la surface, mais plus froides que la surface de notre Soleil.	Également désignée sous le nom d’Alpha Orionis, Bételgeuse est à quelque 600 années-lumière de nous. Bételgeuse est une étoile en fin de vie qui a une magnitude absolue -5,3 à -5,0. Sa température est de 3 600 K. Elle forme l'un des angles du triangle d'hiver avec Sirius (α Canis Majoris) de la constellation du Grand Chien et Procyon (α Canis Minoris) de la constellation du Petit Chien. Bételgeuse est vouée à exploser en supernova, elle sera alors facilement visible depuis la Terre. Crédit: Xavier Haubois (Observatoire de Paris) et al. nota : mas = millième de seconde d'angle

Sujets connexes

Trou noir	Etoiles	Naine rouge
Naine jaune	Naine brune	Naine blanche
Etoiles brillantes	Soleil	Géante bleue et rouge
Etoiles proches	Etoile à neutrons


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L'univers dans tous ses états

© copyright : Astronoo		Astronomie - 1 Janvier 2005