LES ETOILES


Définition

Étoile, astre formé de gaz et de plasma, suffisamment massif pour que la gravitation y provoque et y entretienne des réactions de fusion thermonucléaire, qui se manifestent par l'émission de flux de particules et de rayonnements électromagnétiques, notamment sous forme de lumière. Les étoiles sont de dimensions très variables, en général bien plus grandes que notre planète, la Terre. Le Soleil lui-même, de diamètre plus de cent fois supérieur à celui de la Terre, est une étoile de taille très moyenne. À l'exception du Soleil, dont le mouvement apparent résulte de la rotation terrestre, les étoiles semblent fixes, dessinant les mêmes constellations sur la voûte céleste au fil des ans. En fait, les étoiles sont animées d'un mouvement rapide, mais leur éloignement est si important que leurs changements relatifs de position ne deviennent visibles que sur des périodes de l'ordre du siècle.


Les étoiles vues de la terre

Le nombre d'étoiles visibles à l'oeil nu depuis la Terre a été estimé à huit mille au total, dont une moitié dans l'hémisphère Nord du ciel, l'autre dans l'hémisphère Sud. À un instant donné de la nuit, dans l'un ou l'autre hémisphère, deux mille étoiles sont visibles en moyenne ; les autres sont masquées par la brume atmosphérique, particulièrement près de l'horizon. Cependant, les astronomes estiment à plusieurs centaines de milliards les étoiles qui forment la Voie lactée, partie visible de la Terre de notre Galaxie, celle dont fait partie le système solaire. Notre Galaxie, à son tour, n'est qu'une galaxie "ordinaire " parmi plusieurs centaines de millions de galaxies observables grâce aux grands télescopes modernes. L'étoile la plus proche du système solaire est Proxima Centauri, un des membres du système triple (formé de trois étoiles) Alpha du Centaure. Elle se situe à environ 40 000 milliards de kilomètres de la Terre. En terme de vitesse de la lumière, la référence couramment utilisée par les astronomes pour exprimer les distances dans l'Univers, Alpha du Centaure est distant de 4,29 années-lumière : sa lumière, qui se propage à environ 300 000 km/s, met plus de quatre ans et trois mois à nous parvenir.

Structure des étoiles

Le Soleil est une étoile typique, avec une surface visible, la photosphère, une enveloppe superficielle de gaz chauds, entourée d'une couronne plus ténue. Le Soleil émet un flux de particules appelé vent solaire (ou stellaire). Des régions plus froides de la photosphère, appelées taches solaires, sont présentes sur d'autres étoiles typiques ; on en a mis en évidence sur certaines grandes étoiles voisines par une technique d'interférométrie. Bien qu'elle soit composée de gaz, la structure interne du Soleil, comme celle des autres étoiles, ne peut pas être directement observée, mais les recherches indiquent l'existence de forts courants de convection, alors que la densité et la température augmentent jusqu'au coeur de l'étoile, où les réactions thermonucléaires ont lieu. Les étoiles sont essentiellement composées d'hydrogène et d'hélium, ainsi que de quantités variables d'éléments plus lourds. Les plus grandes étoiles connues sont les "supergéantes ", avec des diamètres quatre cents fois supérieurs à celui du Soleil, mais elles sont habituellement peu denses, à peine quarante fois plus massives que le Soleil, et peuvent avoir une masse d'environ un dixième de celle du Soleil. En revanche, les plus petites, appelées "naines blanches ", dont le diamètre peut être cent fois inférieur à celui du Soleil, sont extrêmement denses. Il existe des étoiles supermassives, mille fois plus lourdes que le Soleil et, à l'autre extrêmité de l'échelle, des boules de gaz chauds trop petites pour que des réactions thermonucléaires s'y produisent. Un astre de ce dernier type, appelé "naine brune " a été observé pour la première fois en 1987. D'autres ont été détectés depuis. L'éclat d'une étoile est décrit en termes de magnitude. Les étoiles les plus lumineuses peuvent briller un million de fois plus que le Soleil ; alors que les naines blanches sont environ mille fois moins brillantes que lui.

Composition des étoiles

Toutes les étoiles sont constituées sur le même modèle :
- Le coeur : il représente 2/10 du rayon de l'étoile. Dans le coeur, ce déroule la fusion nucléaire à une température de 15 millions de degrés au centre et 6 millions à la périphérie.
- La zone radiative : elle s'étend sur 5/10 du rayon stellaire. Dans cette zone, l'énergie dégagée par le coeur y est transportée sous forme de radiations, c'est à dire par des photons qui sont porteurs d'une énergie bien précise. Quant à la température, elle décroît de 6 à 2 millions de degrés.
- La zone convective : elle représente les 3/10 restants du rayon de l'étoile, jusqu'à la surface. Le transport d'énergie n'y est plus assuré par les photons, mais par un mouvement de convection de la matière elle-même. Des vastes bulles remontent vers l'extérieur où elles refroidissent, s'alourdissent et replongent dans les profondeurs. Ces circulations de matière font ainsi vibrer l'étoile. De gigantesques " montagnes " et " vallées " se forment à la surface qui vibre comme la peau tendue d'un tambour. La température s'abaisse à 4200 degrés.
- La photosphère : elle fait 500 km d'épaisseur et est à une température de 6 000 °C. Des nuages de gaz chauds provenant du noyau s'élèvent à la surface pour y constituer une structure granuleuse dont chaque grain mesure entre 1000 et 2000 km de diamètre.
- La chromosphère : Elle se trouve au-dessus de la photosphère et peut atteindre 10 000 km de hauteur. Sa température varie entre 10000 °C et 20 000 °C dans les couches les plus élevées pour atteindre 1 million de degrés quelques 10000 km plus haut où elle fusionne avec la basse couronne. Elle est composée de spicules qui sont des jets de gaz d'une couleur rouge. Il s'y produit des protubérances et des éruptions chromosphériques.
- La couronne : c'est l'atmosphère supérieure et irrégulière de l'étoile. Elle est constituée de particules éjectées de la surface qui subissent l'influence du champ magnétique. Selon la façon dont il canalise la matière, on observe des trous, des arches, de grands jets, voire de gigantesques " plumes coronales " qui s'étendent sur d'énormes distances, jusqu'à 10 fois le rayon de l'étoile.

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Classification selon le spectre

L'étude photographique des spectres d'étoiles fut lancée en 1885 par l'astronome américain Edward Charles Pickering à l'observatoire de Harvard, aux États-Unis, et menée à bien principalement par l'astronome américaine Annie J. Cannon. Cette recherche conduisit à une importante découverte : les spectres stellaires peuvent être organisés en une séquence continue, sur la base de l'intensité relative de certaines raies d'absorption. Les variations observées à l'intérieur de la séquence fournissent des indications sur les âges des différentes étoiles et sur leurs stades de développement. Les divers stades, ou classes, de la séquence des spectres, désignés par les lettres O, B, A, F, G, K et M, sont notamment caractérisés par des variations de l'intensité des raies de l'hydrogène. De plus, les raies d'autres éléments s'intensifient à certaines périodes données au sein d'un même stade : des indices de 0 à 9 permettent ainsi d'indiquer différents degrés d'évolution pour chaque stade.

Classe O

Ce stade est caractérisé par les raies de l'hélium, de l'oxygène et de l'azote, outre celles de l'hydrogène. Il correspond à des étoiles extrêmement chaudes, très lumineuses, notamment sous la forme d'un rayonnement dans l'ultraviolet.

Classe B

Dans ce groupe, les raies de l'hélium atteignent une intensité maximale, puis s'atténuent progressivement. L'intensité des raies de l'hydrogène augmente, quant à elle, régulièrement dans toutes les subdivisions du stade B. Le groupe, qui correspond également à des étoiles très lumineuses, est typiquement représenté par l'étoile Epsilon (e) Orionis.

Classe A

Ce groupe comprend les étoiles dites à hydrogène, au spectre dominé par les raies d'absorption de l'hydrogène. Une étoile typique de ce groupe est Sirius.

Classe F

Ce groupe comprend les étoiles chez lesquelles les raies dites H et K du calcium et les raies caractéristiques de l'hydrogène sont intenses. Une étoile remarquable dans cette catégorie est Aquilae.

Classe G

Ce groupe comprend les étoiles où les raies H et K du calcium sont bien marquées et où celles de l'hydrogène le sont moins. Les spectres de nombreux métaux, en particulier le fer, sont aussi présents. Le Soleil appartient à ce groupe et, de ce fait les étoiles de classe G sont fréquemment appelées étoiles solaires.


Classe K

Ce groupe comprend les étoiles présentant des raies intenses pour le calcium et des raies indiquant la présence d'autres métaux. La lumière violette du spectre est moins intense, par rapport à la lumière rouge, que dans les classes précédentes. Le groupe est typiquement représenté par Arcturus.


Classe M

Ce groupe comprend les étoiles au spectre dominé par des bandes engendrées par des molécules d'oxydes métalliques, notamment d'oxydes de titane. L'extrémité violette du spectre lumineux est moins intense que dans les étoiles de classe K. L'étoile Bételgeuse est typique de ce groupe.

Il est clair que les étoiles de ces classes sont toutes de composition chimique similaire ; l'ordre de classement va des températures les plus chaudes aux températures les plus froides. Les températures de surface des différents groupes d'étoiles sont approximativement les suivantes : O : 22 200°C ; B : 13 900°C ; A : 10 000°C ; F : 6 650°C ; G : 5.540°C ; K : 3 870°C et M : 1 760°C. La température au centre d'une étoile de taille moyenne est de dix à vingt millions de degrés.

Étoiles doubles

Plus de la moitié des étoiles appartiennent à des systèmes doubles (binaires) ou à des systèmes à plusieurs étoiles. Quelques étoiles doubles voisines apparaissent séparées lorsqu'on les regarde au télescope, mais beaucoup semblent former une seule étoile et ne peuvent être distinguées que par spectroscopie. Un système binaire se compose de deux étoiles physiquement proches l'une de l'autre et tournant en orbite autour de leur centre commun de gravité. De telles étoiles doubles furent reconnues pour la première fois par l'astronome britannique William Herschel, en 1803.

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