Étoile

Bien que les paramètres stellaires puissent être exprimés en unités SI ou en unités gaussiennes , il est souvent plus pratique d'exprimer la masse , la luminosité et le rayon en unités solaires, compte tenu des caractéristiques du Soleil. En 2015, l'UAI a défini un ensemble de valeurs solaires nominales (définies comme des constantes SI, sans incertitude) pouvant servir à citer les paramètres stellaires.

luminosité solaire nominale

rayon solaire nominal

masse solaire constante de gravitation newtonienne G . Étant donné que le produit de la constante de gravitation newtonienne et de la masse solaire ( G demi-grand axe d'un système binaire, sont souvent exprimées en unités astronomiques (UA), approximativement égales à la distance moyenne entre la Terre et le Soleil (150 millions de km, soit environ 93 millions de miles). En 2012, l'Union astronomique internationale (UAI) a défini la constante astronomique comme une longueur exacte en mètres : 149 597 870 700 m. Formation et évolution Évolution stellaire des étoiles de faible masse (cycle de gauche) et de masse élevée (cycle de droite), avec des exemples en italique Comparaison de taille (rayon et masse) d'une naine rouge , du Soleil, d'une supergéante bleue supermassive et d'une géante rouge Les étoiles se forment dans des régions de l'espace à forte densité de matière, mais moins denses qu'à l'intérieur d'une chambre à vide . Ces régions, appelées nuages ​​moléculaires , sont principalement composées d'hydrogène, avec environ 23 à 28 % d'hélium et quelques pourcents d'éléments plus lourds. La nébuleuse d'Orion est un exemple de région de formation d'étoiles de ce type . La ​​plupart des étoiles se forment en groupes de plusieurs dizaines, voire centaines de milliers d'étoiles. Les étoiles massives de ces groupes peuvent fortement illuminer ces nuages, ionisant l'hydrogène et créant des régions H II . Ces rétroactions, issues de la formation d'étoiles, peuvent à terme perturber le nuage et empêcher toute nouvelle formation d'étoiles. Toutes les étoiles passent la majeure partie de leur existence sur la séquence principale , alimentées principalement par la fusion nucléaire de l'hydrogène en hélium au sein de leur cœur. Cependant, les étoiles de masses différentes présentent des propriétés très différentes à divers stades de leur développement. Le destin final des étoiles les plus massives diffère de celui des étoiles moins massives, tout comme leur luminosité et leur impact sur leur environnement. En conséquence, les astronomes regroupent souvent les étoiles selon leur masse : Les étoiles de très faible masse , inférieures à l'hélium uniformément dans tout leur corps durant leur cycle de vie sur la séquence principale. Par conséquent, elles ne subissent jamais de combustion en coquille et ne deviennent jamais des géantes rouges . Après avoir épuisé leur hydrogène, elles deviennent des naines blanches d'hélium et se refroidissent lentement. La durée de vie des étoiles de âge de l'Univers , aucune étoile de ce type n'a encore atteint le stade de naine blanche. Les étoiles de faible masse (y compris le Soleil), dont la masse se situe entre 0,5 M☉ flash d'hélium ; elles développent ensuite un noyau dégénéré de carbone et d'oxygène sur la branche asymptotique des géantes ; enfin, elles expulsent leur enveloppe externe sous forme de nébuleuse planétaire et laissent derrière elles leur noyau sous la forme d'une naine blanche. Les étoiles de masse intermédiaire , entre ~ des géantes rouges, elles enflamment l'hélium sans flash et passent une période prolongée dans le groupe rouge avant de former un cœur dégénéré de carbone et d'oxygène. Les étoiles massives ont généralement une masse minimale d'environ supergéantes et fusionnent des éléments plus lourds que l'hélium. Nombre d'entre elles terminent leur vie par l'effondrement de leur cœur et leur explosion en supernovae. formation d'étoiles Représentation artistique de la naissance d'une étoile au sein d'un nuage moléculaire dense Un amas d'environ 500 jeunes étoiles se situe dans la pouponnière stellaire W40, située à proximité. La formation d'une étoile débute par une instabilité gravitationnelle au sein d'un nuage moléculaire, provoquée par des régions de densité plus élevée. Cette instabilité est souvent déclenchée par la compression des nuages ​​due au rayonnement d'étoiles massives, par l'expansion de bulles dans le milieu interstellaire, par la collision de différents nuages ​​moléculaires ou par la collision de galaxies (comme dans une galaxie à sursaut de formation d'étoiles ). Lorsqu'une région atteint une densité de matière suffisante pour satisfaire aux critères de l'instabilité de Jeans , elle commence à s'effondrer sous l'effet de sa propre force gravitationnelle. Lors de l'effondrement du nuage, des conglomérats de poussière et de gaz denses forment des « globules de Bok ». À mesure qu'un globule s'effondre et que sa densité augmente, l'énergie gravitationnelle se convertit en chaleur et la température s'élève. Lorsque le nuage protostellaire atteint approximativement l'état stable d' équilibre hydrostatique , une protoétoile se forme en son cœur. Ces étoiles de pré-séquence principale sont souvent entourées d'un disque protoplanétaire et leur énergie est principalement issue de la conversion de l'énergie gravitationnelle. La période de contraction gravitationnelle dure environ 10 millions d'années pour une étoile comme le Soleil, et jusqu'à 100 millions d'années pour une naine rouge. Les étoiles primordiales de moins de étoiles T Tauri , tandis que celles de masse supérieure sont des étoiles Herbig Ae/Be . Ces étoiles nouvellement formées émettent des jets de gaz le long de leur axe de rotation, ce qui peut réduire le moment cinétique de l'étoile en effondrement et donner naissance à de petites zones de nébulosité connues sous le nom d'objets Herbig-Haro . Ces jets, combinés au rayonnement d'étoiles massives voisines, peuvent contribuer à disperser le nuage environnant à partir duquel l'étoile s'est formée. Au début de leur formation, les étoiles T Tauri suivent la trajectoire de Hayashi : elles se contractent et leur luminosité diminue tout en conservant une température relativement stable. Les étoiles T Tauri moins massives suivent cette trajectoire jusqu’à la séquence principale, tandis que les étoiles plus massives empruntent la trajectoire de Henyey . La plupart des étoiles observées appartiennent à des systèmes binaires, et les propriétés de ces binaires résultent des conditions de leur formation. Un nuage de gaz doit perdre son moment cinétique pour s'effondrer et former une étoile. La fragmentation du nuage en plusieurs étoiles répartit une partie de ce moment cinétique. Les binaires primordiales transfèrent une partie de leur moment cinétique par interactions gravitationnelles lors de rencontres rapprochées avec d'autres étoiles dans de jeunes amas stellaires. Ces interactions tendent à séparer les binaires les plus éloignées (binaires molles) tout en renforçant la liaison des binaires dures. Ceci explique la répartition des binaires en deux populations distinctes. Séquence principale vent stellaire de particules qui provoque un flux continu de gaz vers l'espace. Pour la plupart des étoiles, la masse perdue est négligeable. Le Soleil perd… La durée de vie d'une étoile sur la séquence principale dépend principalement de la quantité de combustible qu'elle possède et de la vitesse à laquelle elle le fusionne. Le Soleil devrait vivre 10 milliards (naines rouges , sont capables de fusionner la quasi-totalité de leur masse, tandis que les étoiles d'environ 1 à mesure qu'elles accumulent de l'hélium. Lorsqu'elles épuisent leur hydrogène, elles se contractent pour devenir des naines blanches et leur température diminue. La durée de vie de ces étoiles étant supérieure à l'âge actuel de l'Univers (13,8 milliards d'années), aucune étoile de moins de concentration chimique de ces éléments dans une étoile par le terme de métallicité . La métallicité d'une étoile influence la durée de sa combustion et contrôle la formation de ses champs magnétiques , ce qui affecte l'intensité de son vent stellaire . Les étoiles plus âgées, de population II , ont une métallicité nettement inférieure à celle des étoiles plus jeunes, de population I, en raison de la composition des nuages ​​moléculaires à partir desquels elles se sont formées. Au fil du temps, ces nuages ​​s'enrichissent progressivement en éléments lourds à mesure que les étoiles plus âgées meurent et perdent des portions de leur atmosphère . séquence post-principale Lorsque les étoiles d'au moins géante rouge . Dans certains cas, elles fusionnent des éléments plus lourds au niveau du noyau ou dans des enveloppes autour de celui-ci. En se dilatant, les étoiles éjectent une partie de leur masse, enrichie de ces éléments plus lourds, dans le milieu interstellaire, où elle sera recyclée ultérieurement pour former de nouvelles étoiles. Dans environ 5 milliards d'années, lorsque le Soleil entrera dans la phase de combustion de l'hélium, il atteindra un rayon maximal d'environ fusion de l'hélium . Finalement, lorsque la température atteint un niveau suffisant, la fusion de l'hélium au cœur commence de manière explosive, lors d'un phénomène appelé flash d'hélium . L'étoile se contracte alors rapidement en rayon, sa température de surface augmente et elle rejoint la branche horizontale du diagramme HR. Pour les étoiles plus massives, la fusion de l'hélium au cœur débute avant que celui-ci ne devienne dégénéré. L'étoile passe alors un certain temps dans la phase rouge , brûlant lentement l'hélium, avant que l'enveloppe convective externe ne s'effondre et que l'étoile ne rejoigne la branche horizontale. Après la fusion de l'hélium de son noyau, une étoile entame la fusion de l'hélium le long d'une enveloppe entourant ce noyau de carbone chaud. Elle suit alors une trajectoire évolutive appelée branche asymptotique des géantes (BAG), parallèle à la phase des géantes rouges, mais avec une luminosité plus élevée. Les étoiles BAG les plus massives peuvent connaître une brève période de fusion du carbone avant que leur noyau ne devienne dégénéré. Durant la phase BAG, les étoiles subissent des pulsations thermiques dues à des instabilités au sein de leur noyau. Lors de ces pulsations, la luminosité de l'étoile varie et de la matière est éjectée de son atmosphère, formant ainsi une nébuleuse planétaire. Jusqu'à 50 à 70 % de la masse d'une étoile peut être éjectée lors de ce processus de perte de masse . Le transport d'énergie dans une étoile BAG s'effectuant principalement par convection , cette matière éjectée est enrichie en produits de fusion provenant du noyau. La nébuleuse planétaire est donc enrichie en éléments tels que le carbone et l'oxygène. Finalement, la nébuleuse planétaire se disperse, enrichissant le milieu interstellaire. Par conséquent, les générations futures d'étoiles sont constituées de la « matière stellaire » provenant des étoiles passées. Étoiles massives Lors de leur phase de combustion de l'hélium, une étoile de plus de 9 masses solaires se dilate pour former d'abord une supergéante bleue , puis une supergéante rouge . Les étoiles particulièrement massives (dépassant 40 masses solaires, comme Alnilam , la supergéante bleue centrale de la ceinture d'Orion ) ne deviennent pas des supergéantes rouges en raison d'une perte de masse importante. Elles peuvent en revanche évoluer vers une étoile Wolf-Rayet , caractérisée par des spectres dominés par des raies d'émission d'éléments plus lourds que l'hydrogène, qui ont atteint la surface suite à une forte convection et une perte de masse intense, ou par arrachement des couches externes. Lorsque l'hélium est épuisé au cœur d'une étoile massive, ce dernier se contracte et la température et la pression augmentent suffisamment pour permettre la fusion du carbone (voir Processus de combustion du carbone ). Ce processus se poursuit, les étapes successives étant alimentées par le néon (voir Processus de combustion du néon ), l'oxygène (voir Processus de combustion de l'oxygène ) et le silicium (voir Processus de combustion du silicium ). Vers la fin de la vie de l'étoile, la fusion se poursuit le long d'une série de couches superposées à l'intérieur de l'étoile massive. Chaque couche fusionne un élément différent : la couche la plus externe fusionne l'hydrogène, la suivante l'hélium, et ainsi de suite. La dernière étape se produit lorsqu'une étoile massive commence à produire du fer. Étant donné que les noyaux de fer sont plus fortement liés que tous les noyaux plus lourds, toute fusion au-delà du fer ne produit pas de libération nette d'énergie. Certaines étoiles massives, notamment les variables bleues lumineuses , sont si instables qu'elles éjectent violemment leur matière dans l'espace lors d'événements appelés supernovas simulées , devenant ainsi beaucoup plus brillantes. Eta Carinae est connue pour avoir connu une supernova simulée, la Grande Éruption, au XIXe siècle. Effondrement Lorsqu'une étoile se contracte, l'intensité du rayonnement émis par sa surface augmente, créant une pression de radiation telle sur son enveloppe gazeuse externe qu'elle repousse ces couches et forme une nébuleuse planétaire. Si la masse restante après l'éjection de l'atmosphère externe est inférieure à environ naine blanche . Les naines blanches sont trop minces pour que la compression gravitationnelle se poursuive. La ​​matière dégénérée en électrons à l'intérieur d'une naine blanche n'est plus un plasma. Finalement, les naines blanches se transforment en naines noires sur une très longue période. Dans les étoiles massives, la fusion se poursuit jusqu'à ce que le noyau de fer devienne si volumineux (plus de des neutrinos et des rayons gamma lors d'une explosion de capture électronique et de désintégration bêta inverse . L' onde de choc générée par cet effondrement provoque l'explosion du reste de l'étoile en supernova. Les supernovae deviennent si brillantes qu'elles peuvent brièvement éclipser toute la galaxie hôte. Lorsqu'elles se produisent au sein de la Voie lactée, les supernovae ont historiquement été observées à l'œil nu comme de « nouvelles étoiles » là où il n'en existait apparemment aucune auparavant. L'explosion d'une supernova projette les couches externes de l'étoile, laissant un résidu tel que la nébuleuse du Crabe. Le noyau se comprime pour former une étoile à neutrons , qui se manifeste parfois sous la forme d'un pulsar ou d'une source de sursauts de rayons X. Dans le cas des étoiles les plus massives, le résidu est un trou noir de plus de matière dégénérée à neutrons , et une forme plus exotique de matière dégénérée, la matière QCD , est possiblement présente dans le noyau. Les couches externes éjectées des étoiles mourantes contiennent des éléments lourds, susceptibles d'être recyclés lors de la formation de nouvelles étoiles. Ces éléments lourds permettent la formation de planètes rocheuses. Les jets de matière des supernovae et le vent stellaire des grandes étoiles jouent un rôle important dans la structuration du milieu interstellaire. étoiles binaires L'évolution des étoiles binaires peut différer significativement de celle des étoiles simples de même masse. Par exemple, lorsqu'une étoile se dilate pour devenir une géante rouge, elle peut déborder de son lobe de Roche , la région environnante où la matière est liée gravitationnellement à elle. Si les étoiles d'un système binaire sont suffisamment proches, une partie de cette matière peut se transférer vers l'autre étoile, donnant lieu à des phénomènes tels que les binaires contact , les binaires à enveloppe commune , les variables cataclysmiques , les traînardes bleues [ et les supernovae de type Ia . Ce transfert de masse est à l'origine de cas comme le paradoxe d'Algol , où l'étoile la plus évoluée d'un système est la moins massive L’évolution des étoiles binaires et des systèmes stellaires d’ordre supérieur fait l’objet de recherches intensives, car de nombreuses étoiles se sont révélées appartenir à des systèmes binaires. Environ la moitié des étoiles semblables au Soleil, et une proportion encore plus élevée d’étoiles plus massives, se forment dans des systèmes multiples, ce qui peut avoir une grande influence sur des phénomènes tels que les novae et les supernovae, la formation de certains types d’étoiles et l’enrichissement de l’espace en produits de nucléosynthèse. L'influence de l'évolution des étoiles binaires sur la formation d'étoiles massives évoluées, telles que les variables bleues lumineuses , les étoiles Wolf-Rayet et les progéniteurs de certaines classes de supernovae à effondrement de cœur, reste controversée. Les étoiles massives isolées pourraient être incapables d'expulser leurs couches externes suffisamment rapidement pour former les types et le nombre d'étoiles évoluées observées, ou pour produire des progéniteurs susceptibles d'exploser en supernovae. Le transfert de masse par arrachement gravitationnel dans les systèmes binaires est considéré par certains astronomes comme la solution à ce problème. Distribution Les étoiles ne sont pas réparties uniformément dans l'univers, mais sont généralement regroupées en galaxies avec du gaz et de la poussière interstellaires. Une grande galaxie typique comme la Voie lactée contient des centaines de milliards d'étoiles. Il y en a plus de 2 billions (grains de sable de la planète Terre. La plupart des étoiles se trouvent à l'intérieur des galaxies, mais entre 10 et 50 % de la lumière des étoiles dans les grands amas de galaxies peut provenir d'étoiles situées en dehors de toute galaxie. Un système multistellaire est constitué de deux étoiles ou plus liées gravitationnellement et orbitant l'une autour de l'autre . Le système multistellaire le plus simple et le plus courant est un système binaire, mais il existe des systèmes de trois étoiles ou plus. Pour des raisons de stabilité orbitale, ces systèmes multistellaires sont souvent organisés en ensembles hiérarchiques d'étoiles binaires. Les groupes plus importants sont appelés amas stellaires. Ces derniers vont des associations stellaires lâches , composées de quelques étoiles seulement, aux amas ouverts, qui comptent des dizaines voire des milliers d'étoiles, jusqu'aux immenses amas globulaires , qui contiennent des centaines de milliers d'étoiles. Ces systèmes orbitent autour de leur galaxie hôte. Les étoiles d'un amas ouvert ou globulaire se sont toutes formées à partir du même nuage moléculaire géant ; de ce fait, tous les membres ont généralement des âges et des compositions similaires. On observe de nombreuses étoiles, et la plupart, voire la totalité, se sont probablement formées à l'origine au sein de systèmes stellaires multiples liés gravitationnellement. Ceci est particulièrement vrai pour les étoiles très massives de type O et B, dont 80 % feraient partie de systèmes stellaires multiples. La proportion de systèmes d'étoiles simples augmente avec la diminution de la masse stellaire, de sorte que seulement 25 % des naines rouges possèdent des compagnons stellaires. Comme 85 % de toutes les étoiles sont des naines rouges, plus des deux tiers des étoiles de la Voie lactée sont probablement des naines rouges simples. Dans une étude de 2017 portant sur le nuage moléculaire de Persée , les astronomes ont découvert que la plupart des étoiles nouvellement formées appartiennent à des systèmes binaires. Selon le modèle qui explique le mieux les données, toutes les étoiles se sont initialement formées sous forme de binaires, bien que certaines binaires se soient ensuite dissociées pour donner naissance à des étoiles simples. L'étoile la plus proche de la Terre, après le Soleil, est Proxima Centauri , située navette spatiale , les disques galactiques . Les étoiles peuvent être beaucoup plus proches les unes des autres au centre des galaxies et dans les amas globulaires, ou beaucoup plus éloignées dans les halos galactiques . En raison des distances relativement importantes qui séparent les étoiles en dehors du noyau galactique, les collisions stellaires sont considérées comme rares. Dans les régions plus denses, comme le cœur des amas globulaires ou le centre galactique, les collisions peuvent être plus fréquentes. Ces collisions peuvent produire ce que l'on appelle des étoiles traînardes bleues . Ces étoiles anormales ont des températures de surface plus élevées et sont donc plus bleues que les étoiles situées au point de sortie de la séquence principale dans l'amas auquel elles appartiennent ; dans le cadre d'une évolution stellaire standard, les étoiles traînardes bleues auraient déjà quitté la séquence principale et ne seraient donc pas visibles dans l'amas. Caractéristiques Presque tout ce qui concerne une étoile est déterminé par sa masse initiale, y compris des caractéristiques telles que sa luminosité, sa taille, son évolution, sa durée de vie et son destin final. Âge âge observé de l'Univers . L'étoile la plus ancienne découverte à ce jour, HD 140283 , surnommée l'étoile Mathusalem, est estimée à 14,46 ± 0,8 milliards d'années. (En raison de l'incertitude sur cette valeur, l'âge de cette étoile n'est pas en contradiction avec l'âge de l'Univers, déterminé par le satellite Planck à 13,799 ± 0,021 milliards d'années). Plus une étoile est massive, plus sa durée de vie est courte, principalement parce que les étoiles massives subissent une pression plus importante en leur cœur, ce qui les amène à brûler l'hydrogène plus rapidement. Les étoiles les plus massives durent en moyenne quelques millions d'années, tandis que les étoiles de masse minimale (naines rouges) brûlent leur combustible très lentement et peuvent durer des dizaines, voire des centaines de milliards d'années. Zeta OphiuchiRigelAltaïrProcyon ASoleilEpsilon IndiProxima Centauri Durée de vie des étapes de l'évolution stellaire en milliards d'années Masse initiale ( μ Leonis possède presque deux fois plus de fer que le Soleil, tandis que l'étoile abritant des planètes 14 Herculis en contient près de trois fois plus. Les étoiles chimiquement particulières présentent des abondances inhabituelles de certains éléments dans leur spectre, notamment le chrome et les terres rares . Les étoiles dotées d'atmosphères externes plus froides, comme le Soleil, peuvent former diverses molécules diatomiques et polyatomiques. Diamètre scintillant sous l'effet de l'atmosphère terrestre. Le Soleil est suffisamment proche de la Terre pour apparaître comme un disque et pour nous fournir la lumière du jour. Hormis le Soleil, l'étoile ayant la plus grande taille apparente est R Doradus , avec un diamètre angulaire de seulement 0,057 seconde d'arc . Le disque de la plupart des étoiles est beaucoup trop petit en taille angulaire pour être observé avec les télescopes optiques terrestres actuels ; des télescopes interférométriques sont donc nécessaires pour produire des images de ces objets. Une autre technique de mesure de la taille angulaire des étoiles consiste à utiliser l’occultation . En mesurant précisément la diminution de luminosité d’une étoile lorsqu’elle est occultée par la Lune (ou l’augmentation de luminosité lorsqu’elle réapparaît), on peut calculer son diamètre angulaire. La taille des étoiles varie des étoiles à neutrons, dont le diamètre varie de 20 à supergéantes comme Bételgeuse dans la constellation d'Orion , qui a un diamètre environ 640 fois celui du Soleil avec une densité beaucoup plus faible . Cinématique Le mouvement d'une étoile par rapport au Soleil peut fournir des informations utiles sur son origine et son âge, ainsi que sur la structure et l'évolution de la galaxie qui l'entoure. Les composantes du mouvement d'une étoile comprennent sa vitesse radiale d'approche ou d'éloignement du Soleil, et son mouvement angulaire de translation, appelé mouvement propre. La vitesse radiale est mesurée par l' effet Doppler des raies spectrales de l'étoile et s'exprime en km/ s . Le mouvement propre d'une étoile, ou sa parallaxe, est déterminé par des mesures astrométriques précises, en milliarcsecondes ( mas) par an. Connaissant la parallaxe et la distance de l'étoile, on peut calculer sa vitesse propre. Combinée à la vitesse radiale, elle permet de calculer sa vitesse totale. Les étoiles présentant un mouvement propre rapide sont généralement proches du Soleil, ce qui en fait d'excellentes candidates pour la mesure de leur parallaxe. Lorsque les deux vitesses de déplacement sont connues, la vitesse spatiale de l'étoile par rapport au Soleil ou à la galaxie peut être calculée. Parmi les étoiles proches, on a constaté que les étoiles de population I, plus jeunes, ont généralement des vitesses inférieures à celles des étoiles de population II, plus âgées. Ces dernières ont des orbites elliptiques inclinées par rapport au plan de la galaxie. La ​​comparaison de la cinématique des étoiles proches a permis aux astronomes de retracer leur origine à des points communs dans des nuages ​​moléculaires géants ; de tels groupes d'étoiles ayant des points d'origine communs sont appelés associations stellaires . Champ magnétique Le champ magnétique d'une étoile est généré dans les régions internes où se produit la circulation convective. Ce mouvement de plasma conducteur fonctionne comme une dynamo : le déplacement des charges électriques induit des champs magnétiques, à l'instar d'une dynamo mécanique. Ces champs magnétiques ont une grande portée et s'étendent à travers et au-delà de l'étoile. L'intensité du champ magnétique varie selon la masse et la composition de l'étoile, et l'activité magnétique de surface dépend de sa vitesse de rotation. Cette activité de surface produit des taches stellaires , régions de champs magnétiques intenses et de températures de surface inférieures à la normale. Les boucles coronales sont des lignes de flux magnétique arquées qui s'élèvent de la surface de l'étoile vers son atmosphère externe, la couronne. Elles sont visibles grâce au plasma qu'elles conduisent. Les éruptions stellaires sont des bouffées de particules de haute énergie émises par cette même activité magnétique. Les jeunes étoiles à rotation rapide présentent généralement une forte activité de surface en raison de leur champ magnétique. Ce champ magnétique agit sur le vent stellaire, freinant progressivement la rotation. Ainsi, les étoiles plus âgées, comme le Soleil, ont une vitesse de rotation beaucoup plus lente et une activité de surface moindre. L'activité des étoiles à rotation lente tend à varier de façon cyclique et peut même s'interrompre complètement pendant certaines périodes. Lors du Minimum de Maunder , par exemple, le Soleil a connu une période de 70 ans avec une activité solaire quasi nulle. Masse la liste des étoiles les plus massives ). L'une des étoiles les plus massives connues est Eta Carinae , qui, avec une masse 100 à 150 fois supérieure à celle du Soleil, aura une durée de vie de seulement quelques millions d'années. Les études des amas ouverts les plus massifs suggèrent R136 du Grand Nuage de Magellan ont été mesurées avec des masses supérieures , mais il a été déterminé qu'elles pourraient avoir été créées par la collision et la fusion d'étoiles massives dans des systèmes binaires serrés, ce qui contourne la limite de Les premières étoiles formées après le Big Bang étaient probablement plus massives, jusqu'à le lithium dans leur composition. Cette génération d' étoiles supermassives de population III a vraisemblablement existé dans l'Univers primordial (elles présentent un décalage vers le rouge élevé) et pourrait avoir initié la production d'éléments chimiques plus lourds que l'hydrogène , nécessaires à la formation ultérieure des planètes et à l'apparition de la vie. En juin 2015, des astronomes ont rapporté la présence d'étoiles de population III dans la galaxie Cosmos Redshift 7 à 2MASS J0523-1403 est la plus petite étoile connue où la fusion nucléaire se produit en son cœur. Pour les étoiles de métallicité similaire à celle du Soleil, la masse minimale théorique permettant la fusion nucléaire en son cœur est estimée à environ 75 Les naines brunes , des corps plus petits , occupent une zone grise mal définie entre les étoiles et les géantes gazeuses . La combinaison du rayon et de la masse d'une étoile détermine sa gravité de surface. Les étoiles géantes ont une gravité de surface bien plus faible que les étoiles de la séquence principale, tandis que l'inverse est vrai pour les étoiles dégénérées et compactes telles que les naines blanches. La gravité de surface peut influencer l'apparence du spectre d'une étoile ; une gravité plus élevée entraîne un élargissement des raies d'absorption . Rotation des mesures spectroscopiques , ou plus précisément par l'observation de leurs taches stellaires . Les jeunes étoiles peuvent présenter une rotation supérieure à 100 km/s à l'équateur. L'étoile de type B Achernar , par exemple, possède une vitesse équatoriale d'environ 225 km/s, voire plus, ce qui provoque un renflement de son équateur et lui confère un diamètre équatorial plus de 50 % supérieur à celui mesuré entre les pôles. Cette vitesse de rotation est légèrement inférieure à la vitesse critique de 300 km/s, seuil à partir duquel l'étoile se désintégrerait. À titre de comparaison, le Soleil effectue une rotation complète en 25 à 35 jours selon la latitude, à une vitesse équatoriale de 1,93 km/s. Le champ magnétique et le vent stellaire d'une étoile de la séquence principale contribuent à ralentir significativement sa rotation au cours de son évolution sur la séquence principale. Les étoiles dégénérées se sont contractées en une masse compacte, ce qui leur confère une vitesse de rotation élevée. Cependant, cette vitesse reste relativement faible comparée à celle prédite par la conservation du moment cinétique – la tendance d'un corps en rotation à compenser une contraction de sa taille par une augmentation de sa vitesse de rotation. Une grande partie du moment cinétique de l'étoile est dissipée par la perte de masse due au vent stellaire. Malgré cela, la vitesse de rotation d'un pulsar peut être très rapide. Le pulsar situé au cœur de la nébuleuse du Crabe , par exemple, effectue 30 rotations par seconde. La vitesse de rotation du pulsar ralentit progressivement en raison de l'émission de rayonnement. Température La température de surface d'une étoile de la séquence principale est déterminée par le taux de production d'énergie de son noyau et par son rayon, et est souvent estimée à partir de son indice de couleur . Cette température est généralement exprimée en termes de température effective , qui correspond à la température d'un corps noir idéal rayonnant son énergie avec la même luminosité par unité de surface que l'étoile. La température effective n'est représentative que de la surface, car la température augmente vers le noyau. La température dans la région centrale d'une étoile est de plusieurs millions de kelvins . La température stellaire détermine le taux d'ionisation des différents éléments, ce qui se traduit par des raies d'absorption caractéristiques dans le spectre. La température de surface d'une étoile, ainsi que sa magnitude absolue visuelle et ses caractéristiques d'absorption, servent à la classer (voir classification ci-dessous). Les étoiles massives de la séquence principale peuvent avoir des températures de surface de 50 000 K. Les étoiles plus petites, comme le Soleil, ont des températures de surface de quelques milliers de kelvins. Les géantes rouges ont des températures de surface relativement basses, d’environ 3 600 K ; mais elles ont une luminosité élevée en raison de leur grande surface externe. Radiation L'énergie produite par les étoiles, issue de la fusion nucléaire, est rayonnée dans l'espace sous forme de rayonnement électromagnétique et de rayonnement particulaire . Ce dernier se manifeste par le vent stellaire , qui s'échappe des couches externes sous forme de protons chargés électriquement et de particules alpha et bêta . Un flux constant de neutrinos quasi sans masse émane directement du cœur de l'étoile La production d'énergie au cœur des étoiles explique leur éclat : chaque fois que deux noyaux atomiques ou plus fusionnent pour former un seul noyau atomique d'un nouvel élément plus lourd, des photons gamma sont libérés par le produit de la fusion nucléaire. Cette énergie est convertie en d'autres formes d' énergie électromagnétique de plus basse fréquence, comme la lumière visible, lorsqu'elle atteint les couches externes de l'étoile. La couleur d'une étoile, déterminée par la fréquence la plus intense de la lumière visible, dépend de la température de ses couches externes, notamment de sa photosphère . Outre la lumière visible, les étoiles émettent des rayonnements électromagnétiques invisibles à l' œil nu . En effet, le rayonnement électromagnétique stellaire couvre l'ensemble du spectre électromagnétique , depuis les plus grandes longueurs d'onde des ondes radio jusqu'aux plus courtes , les rayons X et gamma, en passant par l'infrarouge , la lumière visible et l'ultraviolet . Du point de vue de l'énergie totale émise par une étoile, toutes les composantes du rayonnement électromagnétique stellaire ne sont pas significatives, mais toutes les fréquences permettent de mieux comprendre la physique de l'étoile. À partir du spectre stellaire , les astronomes peuvent déterminer la température de surface, la gravité de surface , la métallicité et la vitesse de rotation d'une étoile. Si la distance de l'étoile est connue, par exemple en mesurant sa parallaxe, sa luminosité peut être calculée. La masse, le rayon, la gravité de surface et la période de rotation peuvent ensuite être estimés à partir de modèles stellaires. (La masse des étoiles appartenant à des systèmes binaires peut être calculée en mesurant leurs vitesses orbitales et leurs distances. La microlentille gravitationnelle a été utilisée pour mesurer la masse d'une étoile isolée. ) Grâce à ces paramètres, les astronomes peuvent estimer l'âge de l'étoile. Luminosité La luminosité d'une étoile correspond à la quantité de lumière et d'autres formes d' énergie rayonnante qu'elle émet par unité de temps. Elle s'exprime en unités de puissance . La luminosité d'une étoile est déterminée par son rayon et sa température de surface. De nombreuses étoiles n'émettent pas de rayonnement uniforme sur toute leur surface. L'étoile Véga , qui tourne rapidement, présente par exemple un flux d'énergie (puissance par unité de surface) plus élevé à ses pôles qu'à son équateur. Les zones de la surface d'une étoile où la température et la luminosité sont inférieures à la moyenne sont appelées taches stellaires . Les petites étoiles naines , comme le Soleil, possèdent généralement des disques quasi uniformes, parsemés seulement de petites taches stellaires. Les étoiles géantes présentent des taches stellaires beaucoup plus grandes et plus visibles , et elles manifestent un fort assombrissement du bord stellaire . Autrement dit, la luminosité diminue vers le bord du disque stellaire . Les étoiles naines rouges éruptives , telles que UV Ceti, peuvent présenter des taches stellaires bien marquées Ampleur luminosité apparente d'une étoile est exprimée en termes de magnitude apparente . Celle-ci dépend de la luminosité de l'étoile, de sa distance à la Terre, de l' extinction due à la poussière et au gaz interstellaires , et de la réfraction de sa lumière lors de sa traversée de l'atmosphère terrestre. La magnitude intrinsèque ou absolue est directement liée à la luminosité de l'étoile ; il s'agit de la magnitude apparente qu'aurait une étoile si la distance entre la Terre et elle était de 10 parsecs (32,6 années-lumière). Nombre d'étoiles plus brillantes que la magnitude Magnitude apparente Nombre d' étoiles 0 4 1 15 2 48 3 171 4 513 5 1 602 6 4 800 7 14 000 Les échelles de magnitude apparente et absolue sont toutes deux logarithmiques : une différence d’une unité de magnitude correspond à une variation de luminosité d’environ 2,5 fois (la racine cinquième de 100, soit environ 2,512). Cela signifie qu’une étoile de première magnitude (+1,00) est environ 2,5 fois plus brillante qu’une étoile de deuxième magnitude (+2,00) et environ 100 fois plus brillante qu’une étoile de sixième magnitude (+6,00). Les étoiles les plus faibles visibles à l’œil nu dans de bonnes conditions d’observation sont de magnitude 6 environ. Sur les échelles de magnitude apparente et absolue, plus la magnitude est petite, plus l'étoile est brillante ; plus la magnitude est grande, plus l'étoile est faible. Les étoiles les plus brillantes, quelle que soit l'échelle, ont une magnitude négative. La variation de luminosité (ΔL ) entre deux étoiles se calcule en soustrayant la magnitude de l'étoile la plus brillante ( m <sub>b</sub> ) de celle de l'étoile la plus faible ( m<sub> f</sub> ), puis en utilisant la différence comme exposant du nombre de base 2,512 ; autrement dit : Par rapport à la luminosité et à la distance de la Terre, la magnitude absolue ( M ) et la magnitude apparente ( m ) d'une étoile ne sont pas équivalentes ; par exemple, l'étoile brillante Sirius a une magnitude apparente de −1,44, mais elle a une magnitude absolue de +1,41. Le Soleil a une magnitude apparente de −26,7, mais sa magnitude absolue n'est que de +4,83. Sirius, l'étoile la plus brillante du ciel nocturne vue de la Terre, est environ 23 fois plus lumineuse que le Soleil, tandis que Canopus , la deuxième étoile la plus brillante du ciel nocturne avec une magnitude absolue de −5,53, est environ 14 000 fois plus lumineuse que le Soleil. Malgré sa luminosité bien supérieure à celle de Sirius, cette dernière apparaît plus brillante. Cela s'explique par le fait que Sirius se situe à seulement 8,6 années-lumière de la Terre, tandis que Canopus est beaucoup plus éloignée, à une distance de 310 années-lumière. Les étoiles les plus lumineuses connues ont une magnitude absolue d'environ −12, ce qui correspond à 6 millions de fois la luminosité du Soleil. Théoriquement, les étoiles les moins lumineuses se situent à la limite inférieure de masse à partir de laquelle la fusion nucléaire de l'hydrogène en leur cœur est possible ; des étoiles juste au-dessus de cette limite ont été localisées dans l' amas NGC 6397. Les naines rouges les plus faibles de cet amas ont une magnitude absolue de 15, tandis qu'une naine blanche de magnitude absolue 17 a été découverte. Classification Plages de températures de surface pour différentes classes stellaires Classe Température Exemple d'étoile Le système actuel de classification stellaire remonte au début du XXe siècle, lorsque les étoiles étaient classées de A à Q en fonction de l'intensité de la raie de l'hydrogène atomique On pensait alors que cette intensité était une simple fonction linéaire de la température. Or, elle s'avérait plus complexe : elle augmentait avec la température, atteignait un maximum aux alentours de 9 000 K, puis diminuait aux températures supérieures. Les classifications ont depuis été réorganisées en fonction de la température, et c'est sur ce principe que repose le système actuel Les étoiles sont classées par une seule lettre selon leur spectre, allant du type O (très chaud) au type M (si froid que des molécules peuvent se former dans leur atmosphère). Les principales classifications, par ordre décroissant de température de surface, sont : O, B, A, F, G, K et M. Certains types spectraux rares font l’objet de classifications spéciales. Les plus courantes sont les types L et T , qui regroupent les étoiles de faible masse les plus froides et les naines brunes. Chaque lettre comporte 10 sous-catégories, numérotées de 0 à 9, par ordre décroissant de température. Cependant, ce système devient inopérant aux températures extrêmement élevées, car les classes O0 et O1 peuvent ne pas exister. De plus, les étoiles peuvent être classées selon les effets de luminosité observés dans leurs raies spectrales, qui correspondent à leur taille spatiale et sont déterminés par leur gravité de surface. Ces types spectrales vont de 0 ( hypergéantes ) à III ( géantes ) jusqu'à V (naines de la séquence principale) ; certains auteurs ajoutent VII (naines blanches). Les étoiles de la séquence principale se répartissent le long d'une bande étroite et diagonale lorsqu'elles sont représentées graphiquement en fonction de leur magnitude absolue et de leur type spectral. Le Soleil est une naine jaune G2V de la séquence principale, de température intermédiaire et de taille ordinaire. Une nomenclature supplémentaire, sous forme de lettres minuscules ajoutées à la fin du type spectral, indique des caractéristiques particulières du spectre. Par exemple, « e » peut indiquer la présence de raies d’émission ; « m » représente des concentrations exceptionnellement élevées de métaux et « var » peut signifier des variations du type spectral. Les naines blanches constituent une classe à part, commençant par la lettre D. Cette classe est ensuite subdivisée en DA , DB , DC , DO , DZ et DQ , selon les types de raies spectrales prédominantes. Une valeur numérique, indiquant la température, suit cette désignation. étoiles variables Les étoiles variables présentent des variations de luminosité périodiques ou aléatoires dues à des propriétés intrinsèques ou extrinsèques. Parmi les étoiles intrinsèquement variables, on distingue principalement trois grands groupes. Au cours de leur évolution stellaire, certaines étoiles traversent des phases où elles deviennent des variables pulsantes. Les étoiles variables pulsantes varient en rayon et en luminosité au fil du temps, se dilatant et se contractant selon des périodes allant de quelques minutes à plusieurs années, en fonction de leur taille. Cette catégorie comprend les céphéides et les étoiles de type céphéide , ainsi que les variables à longue période comme Mira . Les variables éruptives sont des étoiles qui subissent des augmentations soudaines de luminosité en raison d'éruptions ou d'éjections de masse. Ce groupe comprend les protoétoiles, les étoiles Wolf-Rayet et les étoiles éruptives, ainsi que les étoiles géantes et supergéantes. Les étoiles variables cataclysmiques ou explosives sont celles qui subissent une modification radicale de leurs propriétés. Ce groupe comprend les novae et les supernovae. Un système binaire contenant une naine blanche proche peut produire certains types de ces spectaculaires explosions stellaires, notamment les novae et les supernovae de type Ia. L'explosion se produit lorsque la naine blanche accrète de l'hydrogène provenant de son étoile compagne, accumulant de la masse jusqu'à ce que l'hydrogène fusionne. Certaines novae sont récurrentes, présentant des éruptions périodiques d'amplitude modérée. La luminosité des étoiles peut varier en raison de facteurs extrinsèques, tels que les binaires à éclipses, ainsi que les étoiles en rotation qui produisent des taches stellaires extrêmes. Un exemple notable de binaire à éclipses est Algol, dont la magnitude varie régulièrement de 2,1 à 3,4 sur une période de 2,87 jours. Structure L'intérieur d'une étoile stable est en état d' équilibre hydrostatique : les forces s'exerçant sur un petit volume se compensent presque exactement. Ces forces équilibrées sont la force gravitationnelle dirigée vers l'intérieur et une force dirigée vers l'extérieur due au gradient de pression interne. Ce gradient de pression est induit par le gradient de température du plasma ; la partie externe de l'étoile est plus froide que son noyau. La température au cœur d'une étoile de la séquence principale ou d'une étoile géante est au moins de l'ordre de…la fusion nucléaire se produise et pour que suffisamment d'énergie soit produite pour empêcher l'effondrement de l'étoile. Lors de la fusion des noyaux atomiques au cœur de l'étoile, de l'énergie est émise sous forme de rayons gamma. Ces photons interagissent avec le plasma environnant, contribuant à l'énergie thermique du cœur. Les étoiles de la séquence principale convertissent l'hydrogène en hélium, ce qui entraîne une augmentation lente mais constante de la proportion d'hélium dans le cœur. Finalement, l'hélium devient prédominant et la production d'énergie cesse au cœur. En revanche, pour les étoiles de plus de 0,4 dégénéré . Outre l'équilibre hydrostatique, l'intérieur d'une étoile stable maintient un bilan énergétique d' équilibre thermique . Il existe un gradient de température radial à l'intérieur de l'étoile, ce qui engendre un flux d'énergie vers l'extérieur. Le flux d'énergie sortant de chaque couche de l'étoile correspond exactement au flux entrant provenant des couches inférieures. La zone de rayonnement est la région de l'intérieur stellaire où le flux d'énergie sortant dépend du transfert de chaleur par rayonnement, le transfert de chaleur par convection étant inefficace dans cette zone. Dans cette région, le plasma n'est pas perturbé et tout mouvement de masse s'annule. En revanche, lorsque ce n'est pas le cas, le plasma devient instable et la convection se produit, formant une zone de convection . Cela peut se produire, par exemple, dans les régions où les flux d'énergie sont très élevés, comme près du noyau, ou dans les zones de forte opacité (rendant le transfert de chaleur par rayonnement inefficace), comme dans l'enveloppe externe. L'occurrence de la convection dans l'enveloppe externe d'une étoile de la séquence principale dépend de sa masse. Les étoiles plusieurs fois plus massives que le Soleil possèdent une zone de convection profonde et une zone radiative dans leurs couches externes. C'est l'inverse pour les étoiles plus petites, comme le Soleil, dont la zone de convection se situe dans les couches externes. Les naines rouges de moins de La photosphère est la partie d'une étoile visible par un observateur. C'est la couche où le plasma de l'étoile devient transparent aux photons. À partir de là, l'énergie générée au cœur de l'étoile peut se propager librement dans l'espace. C'est au sein de la photosphère que se forment les taches solaires , des régions de température inférieure à la moyenne. Au-dessus de la photosphère se trouve l'atmosphère stellaire. Dans une étoile de la séquence principale comme le Soleil, la couche la plus basse de l'atmosphère, juste au-dessus de la photosphère, est la fine chromosphère , où apparaissent les spicules et où débutent les éruptions stellaires . Au-dessus se trouve la région de transition, où la température augmente rapidement sur une distance de seulement couronne , un volume de plasma surchauffé qui peut s'étendre sur plusieurs millions de kilomètres. L'existence d'une couronne semble dépendre d'une zone convective dans les couches externes de l'étoile. Malgré sa température élevée, la couronne émet très peu de lumière, en raison de sa faible densité de gaz. La ​​couronne solaire n'est généralement visible que lors d'une éclipse solaire . Depuis la couronne, un vent stellaire de particules de plasma se propage vers l'extérieur de l'étoile, jusqu'à interagir avec le milieu interstellaire. Pour le Soleil, l'influence de son vent solaire s'étend sur une région en forme de bulle appelée héliosphère . voies de réaction de fusion nucléaire Aperçu de la chaîne proton-proton Le cycle carbone-azote-oxygène Lors de la fusion des noyaux, la masse du produit de la fusion est inférieure à la masse des noyaux initiaux. Cette masse perdue est convertie en énergie électromagnétique, conformément à la relation d'équivalence masse-énergie . Diverses réactions de fusion nucléaire se produisent au cœur des étoiles, lesquelles dépendent de leur masse et de leur composition. Le processus de fusion de l'hydrogène est sensible à la température ; une augmentation modérée de la température du cœur entraîne donc une augmentation significative du taux de fusion. Par conséquent, la température du cœur des étoiles de la séquence principale ne varie que de 4 millions de kelvins pour une petite étoile de type M à 40 millions de kelvins pour une étoile massive de type O. Dans le Soleil, avec un noyau de 16 millions de kelvins, l'hydrogène fusionne pour former de l'hélium dans la réaction en chaîne proton-proton : 4 1 H → 2 2 H + 2 e + + 2 ν e (2 x 0,4 M eV ) 2 e + + 2 e − → 2 γ (2 x 1,0 MeV) 2 1 H + 2 2 H → 2 3 He + 2 γ (2 x 5,5 MeV) 2 3 He → 4 He + 2 1 H (12,9 MeV) Il existe quelques autres voies, dans lesquelles catalysées par le carbone appelé cycle carbone-azote-oxygène . Dans les étoiles évoluées avec des noyaux à 100 millions de kelvins et des masses comprises entre 0,5 et processus triple-alpha qui utilise l'élément intermédiaire béryllium : 4 He + 4 He + 92 keV → 8* Être 4 He + 8* Be + 67 keV → 12* C 12C → 12C + γ + 7,4 MeV Pour une réaction globale de : 3 4 He → 12 C + γ + 7,2 MeV Dans les étoiles massives, les éléments lourds peuvent être brûlés dans un cœur en contraction par la combustion du néon et celle de l'oxygène . L'étape finale de la nucléosynthèse stellaire est la combustion du silicium , qui produit l'isotope stable fer-56. Toute fusion supplémentaire serait un processus endothermique qui consomme de l'énergie ; par conséquent, l'énergie supplémentaire ne peut être produite que par l'effondrement gravitationnel. Durée des principales phases de fusion pour une étoile Plus d articles de Worldlex Wiki Revenez a l index pour explorer davantage de pages sur l histoire, la science, la culture, la geographie et la societe en francais. 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