Etoiles | |||||||||||||||||||||||||||||||
Qu'est-ce qu'une étoile ? | Mise à jour 01 juin 2013 | ||||||||||||||||||||||||||||||
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. | 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. Image : 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. | ||||||||||||||||||||||||||||||
Structure d'une étoile | |||||||||||||||||||||||||||||||
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 kelvins Le kelvin (symbole K, du nom de William Thomson, Lord Kelvin) est l'unité SI de température thermodynamique. La température de 0 kelvin (K) est égale à -273,15°C et correspond au zéro absolu, le kelvin n'est jamais précédé du mot « degré » ni du symbole « ° », contrairement aux degrés Celsius ou Fahrenheit. Les températures en kelvins ne sont jamais négatives, une variation de température de 1 K est équivalente à une variation de 1°C. | 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. | Vidéo : Vidéo Youtube (il faut le flash player pour IE). | |||||||||||||||||||||||||||||
Sirius, la plus brillante | Proxima centauri, la plus proche | ||||||||||||||||||||||||||||||
Image : 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 capturé sur l'image de gauche, dans les rayons X.Image : 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 d'une 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. | 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 .
| Image : 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. | |||||||||||||||||||||||||||||
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. | 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. | 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. | |||||||||||||||||||||||||||||
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 : calcium, titane, chrome, fer, cobalt, nickel, ... 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. | |||||||||||||||||||||||||||||
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 | 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. Vidéo : Les images infrarouges présentées par des scientifiques sud-coréens montrent un trou noir qui engloutit une étoile (19 sept. 2011). | ||||||||||||||||||||||||||||||
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. | Image : 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. | ||||||||||||||||||||||||||||||
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. | 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. Image : Tailles comparées de certaines étoiles super géantes comme Antares, Bételgeuse, Rigel, Aldébaran et certaines naines blanches comme Arcturus, Pollux, Sirius ou le Soleil. © astronoo.comN. B. : 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 la voie lactée. Image : Bételgeuse est une étoile en fin de vie qui a une magnitude absolue -5,3 à -5,0. nota: mas = millième de seconde d'angle. |