Définition et caractéristiques
Une étoile au sens général du terme est un corps céleste à priori sphérique constitué essentiellement de plasma. Elle est massive et produit de la lumière par une réaction thermonucléaire qui se situe en son centre. Cette réaction est le résultat de la fusion entre deux noyaux atomiques légers pour en former un plus lourd.
Il s'agit aussi d'un globe de gaz très chaud dont la température peut varier de 3273 à 50273 K (symbole de l'unité de base de la température : le kelvin).
La température a un rapport direct avec la couleur de celle-ci. En effet, plus l'étoile est chaude, plus ses radiations émises tendent vers les couleurs violettes, par conséquent une étoile moins chaude est aperçue plutôt rouge.
La masse des étoiles est toujours définie par rapport à celle du soleil, qui est de 2x10^30kg. Les moins massives sont équivalentes à 0.085 masses solaires et les plus massives à des centaines de masses solaires.
Le diamètre des étoiles est différent pour chacune d'entre elles, ainsi l'ordre de grandeur ne peut être défini.
La composition structurelle et chimique des étoiles
Schéma de la structure interne d'une étoie :
La composition structurelle
Le coeur (ou noyau) : partie centrale de l'étoile étant la plus dense et la plus chaude. C'est aussi le lieu concentrant la plus grande partie de la masse de l'astre, dans laquelle se déroulent les réactions thermonucléaires. Cette réaction dégage énormément d'énergie, environ 15 millions de degrés Celsius qui sont nécessaire à sa stabilité.
La zone radiative : c'est le couloir de transfert de l’énergie produite par le cœur. Cette énergie, sous forme de radiation, est transportée par des photons. Lors de cette phase de transfert, les photons perdent beaucoup d’énergie qui est alors absorbée par le plasma environnant. Cette perte d’énergie fait considérablement chuter leur température (2 million °C).
La zone convective : une fois arrivé dans cette zone les photons se font absorber par le plasma. Cela est dû au manque d’énergie qu'ils possèdent. Ainsi ils restent bloqués mais grâce à la convection (transport de chaleur dans un fluide, par déplacement de molécules) le plasma chaud contenant les photons va remonter et le plasma froid va descendre. C'est ainsi que les photons parviennent à traverser cette partie de l'étoile.
La photosphère : partie externe de l'étoile où s’échappe la quasi-totalité des photons. Par conséquent, des raies spectrales sont créées émettant la lumière visible. L’étude de cette couche est la plus facile à mettre en oeuvre et elle nous donne beaucoup d’informations sur l’étoile, notamment la composition chimique ainsi que la température.
La chromosphère : fine couche de l'atmosphère de l'étoile située entre la photosphère et la couronne.
La couronne : région la plus externe de l'atmosphère de l'étoile.
La composition chimique
La phase de nucléosynthèse qui s'est produite dans les premières étoiles a créée essentiellement de l’Hydrogène et de l’Hélium ainsi qu’une petite quantité de Lithium.
Il fallait attendre plusieurs centaines de millions d’années pour que des nuages de gaz s’effondrent sous leur propre poids et donnent naissance aux premiers astres. Ces 3 éléments (qui sont les trois premiers éléments de la classification périodique, de numéros atomiques Z= 1, 2 et 3), sont donc les composants de base de toutes les étoiles primordiales.
Au cours de leur vie, grâce au processus de réaction nucléaire de fusion, ces étoiles synthétisent d’autres éléments légers (en général allant jusqu’aux éléments de numéro atomique Z=12) tels que le Béryllium, le Bore, le Carbone, l’Oxygène ou encore l’Azote.
Ce n’est qu’à la fin de leur existence et lors de leur explosion que sont produits des éléments plus lourds qui seront alors dispersés dans les nébuleuses avec l’hydrogène et l’hélium qui n’ont pas encore été consommés.
Ainsi, les étoiles actuelles ont donc un point commun : elles sont toutes composées d’Hydrogène et d’Hélium qui permettent le déclenchement de la réaction de fusion nucléaire. Elles sont par ailleurs composées d’éléments chimiques plus lourds, dont la nature et les proportions dépendent :
- de la nébuleuse où elles se sont formées
- de l’étoile de la génération précédente qui leur a donné naissance
Quels types d'étoile existe-t-il ?
Dans l'immensité de l'Univers, les astronomes estiment qu’il y a entre 100 milliards et 200 milliards de galaxies et dans chacune d'entre elles environ 200 milliards d'étoiles. C'est beaucoup ! Mais ces étoiles ne ressemblent pas toutes au Soleil. Nous allons donc ici vous décrire les différents types d'étoile qui existent et expliquer chacune de leurs caractéristiques.
Schéma de l'évolution des étoiles :
-Les naines brunes : les étoiles brunes sont trop petites pour pouvoir maintenir leur réaction nucléaire en leur cœur. Elles sont sûrement très nombreuses, mais on ne peut pas le prouver puisqu’elles ne sont pas assez lumineuses et trop petites pour que l’on puisse facilement les détecter. Elles n’ont été découverte que très tardivement : entre 1960 et 1990.
-Les naines rouges : elles sont les plus petites et les plus nombreuses de la galaxie. Ayant une masse comprise entre 0,075 et 0,4 masse solaire et une température inférieure à 4 000 K, elles ne sont pas visibles à l’œil nu depuis la terre due à leur trop faible luminosité qui atteint au maximum 10% de celle du soleil.
-Les naines jaunes : elles ont une masse comprise entre 0,8 et 1,2 fois la masse solaire. Elles représentent environ 10 % des étoiles de la Voie lactée. Elles ont une durée de vie d’environ 10 milliards d'années et ont une température allant de 5 000K à 6 000K.
-Les géantes rouges : Les étoiles géantes rouges ont une masse d'un tiers à huit fois celle du Soleil. Leurs températures sont de l'ordre de 2 000 à 3 000 K.
-Les géantes bleues : les géantes bleues sont très chaudes, très brillantes, très massives (plus de 18 masses solaires) et de couleur bleue. Leurs températures, de 20 000 K ou plus, sont suffisamment élevées pour qu'une partie non-négligeable de l'énergie qu'elles émettent soit dans le domaine de l'ultraviolet, donc invisible à nos yeux. Du fait de leur masse élevée, leur durée de vie est très courte, de l'ordre de 10 à 100 millions d'années. Les théories actuelles prédisent que la plupart d'entre elles finiront en supernovae ou en supergéante rouge.
-Les supergéantes rouges : Elles sont 10 fois plus massives que le Soleil, et ont une luminosité très élevée qui peut aller jusqu’à 100 000 fois celle du Soleil. En moyenne leurs rayons sont 30 à 500 fois égaux à celui du Soleil. Ces étoiles peuvent fusionner des atomes plus massifs que l’hélium. A leurs morts elles se transforment en supernovæ qui par la suite deviendra une étoile à neutron ou un trou noir suivant leur masse.
-Les étoiles à neutrons : Les étoiles à neutrons sont des astres principalement composés de neutrons maintenus ensemble par les forces de gravitation. Aussi appelées pulsar, elles sont le résultat de l'effondrement gravitationnel du cœur d'une étoile massive, lorsque celle-ci a épuisé son combustible nucléaire. Leurs masses sont comprise entre 1,4 et 3,2 fois celle du Soleil mais leurs diamètres de seulement 20 à 40 kilomètres.
-naine blanche : Les naines blanches sont des objets célestes de forte densité, issu de l'évolution d'une étoile de masse modérée : 8 à 10 masse solaire au maximum. Elles possèdent une masse égale ou inférieure à celle du Soleil pour un volume similaire à celui de la Terre. Cet objet a une taille très petite par rapport à la plupart des autres étoiles, et conserve longtemps une température de surface élevée d’environ 100 000K, d'où son nom de « naine blanche ».
Le diagramme de Hertzsprung-Russel
Afin de classer toutes les étoiles que nous avons pu observer, les scientifiques Hertzsprung et Russel on crée le diagramme de Hertzsprung-Russel, abrégé diagramme H-R. Il s'agit d'un graphique dans lequel est indiquée la luminosité en fonction de la température ainsi que la magnitude absolue en fonction de la couleur. Ce diagramme permet donc de classer les étoiles mais également d’étudier les différentes populations d’étoiles ainsi que leur évolution stellaire.