Faits sur les étoiles

Faits essentiels & Résumé

• Les étoiles sont d’énormes corps célestes composés principalement d’hydrogène et d’hélium qui produisent de la lumière et de la chaleur grâce aux forges nucléaires barattantes à l’intérieur de leur noyau.
• À part notre Soleil, les étoiles apparaissent comme des points lumineux dans le ciel. Chacune d’entre elles se trouve à des années-lumière de nous et est beaucoup plus brillante que notre propre étoile, le Soleil.
• Les étoiles sont les éléments constitutifs des galaxies et, dans un sens, de la vie telle que nous la connaissons.
• Notre galaxie, la Voie lactée, contient à elle seule environ 300 milliards d’étoiles.
• Les observations ont conclu que les étoiles de masse élevée ont généralement une durée de vie plus courte. Elles durent néanmoins des milliards d’années en général.
• Les étoiles naissent généralement dans des nuages de poussière à base d’hydrogène appelés nébuleuses.
• Les étoiles sont classées selon leur spectre et leur température. Il existe sept grands types d’étoiles. Par ordre de température décroissante, O, B, A, F, G, K et M. C’est ce qu’on appelle le système Morgan-Keenan (MK).
• La majorité de toutes les étoiles de notre galaxie et même de l’Univers sont des étoiles à séquence principale. Notre Soleil est une étoile à séquence principale, tout comme nos plus proches voisines, Sirius et Alpha Centauri A.
• La majorité des étoiles, du moins jusqu’à présent observées, sont typiquement des étoiles naines rouges.
• De nombreuses étoiles viennent par paires. Ce sont des étoiles binaires qui gravitent autour d’un barycentre commun.
• Les étoiles ont des cycles de vie basés sur leur masse initiale.
• Les étoiles ne scintillent pas. Cela est généralement causé par l’atmosphère turbulente de la Terre à la place.
• Pour autant que l’œil humain puisse le dire, il n’y a pas d’étoiles vertes. Du moins, nous ne pouvons pas les percevoir.
• À l’œil nu, nous pouvons percevoir environ 2 000 à 2 500 étoiles.

Depuis que l’homme peut contempler le ciel nocturne, les étoiles ont été observées, datées et analysées. L’une des plus anciennes cartes des étoiles et des cartes étonnamment précises est apparue dans l’astronomie égyptienne ancienne en 1534 avant JC. Même les supernovas ont été enregistrées depuis l’Antiquité, par exemple en 185 après JC, les astronomes chinois ont enregistré une supernova qui est maintenant classée comme SN 185.

Les étoiles ont été utilisées pour les navigations célestes et les pratiques religieuses, de nombreux astronomes anciens croyant qu’elles étaient immuables. Ils regroupaient les étoiles en constellations et les utilisaient pour suivre les planètes et la position déduite du Soleil.

Plus tard, les astronomes islamiques médiévaux ont donné des noms arabes à de nombreuses étoiles qui sont restées utilisées jusqu’à aujourd’hui. Ils ont été les premiers à construire de grands instituts de recherche d’observatoires. En 1838, les premières mesures directes de la distance d’une étoile – 61 Cygni – ont été effectuées par l’astronome Friedrich Bessel en utilisant la technique de la parallaxe.

En 1913, le diagramme de Hertzsprung-Russell a été développé et en 1921, Albert Michelson a effectué les premières mesures d’un diamètre stellaire à l’aide d’un interféromètre. En 1925, Cecilia Payne a proposé pour la première fois que les étoiles soient principalement composées d’hydrogène et d’hélium. Depuis lors, les étoiles ont été classées en de nombreuses catégories et de nombreux mystères nous ont été révélés. La variété des étoiles est tout simplement écrasante.

Formation

Les étoiles se forment dans d’énormes nuages de gaz et de poussière. La gravité entraîne la contraction de ces nuages, rapprochant ainsi le gaz. Au fur et à mesure que ces matériaux s’accumulent au centre, la densité augmente et la pression s’accroît.

Ce faisant, la matière se réchauffe et rougeoie tandis que la masse augmente. Les températures et la pression augmentent continuellement jusqu’à ce que l’hydrogène puisse être fusionné. La chaleur générée par cette fusion nucléaire provoque l’expansion du gaz et lorsque l’équilibre hydrostatique est atteint, l’étoile est née. La plupart des étoiles se forment en groupes appelés amas d’étoiles, beaucoup sont finalement éjectées de ces amas.

Types d’étoiles – Classification

Il existe de nombreux systèmes de classification des étoiles utilisés aujourd’hui, cependant, le système Morgan-Keenan est le plus facile à comprendre. Les étoiles sont classées dans ce système à l’aide des lettres O, B, A, F, G, K et M. Elles sont classées en fonction de leur température la plus chaude est O et la plus froide est M. La température de chaque classe spectrale est ensuite subdivisée par l’ajout d’un chiffre, 0 représente la plus chaude tandis que 9 la plus froide.

Etoiles de la séquence principale

Les étoiles de la séquence principale sont alimentées par la fusion de l’hydrogène en hélium dans leur cœur. Environ 90% des étoiles de l’Univers sont des étoiles de la séquence principale, y compris notre soleil. Elles ont généralement une masse comprise entre un dixième et 200 fois celle du Soleil.

Etoiles bleues

Ces types d’étoiles sont assez rares avec des types spectraux soit O, soit B. Leurs températures sont de l’ordre de 30.000 K, avec des luminosités de l’ordre de 100 à 1 million de fois celle du Soleil. Elles ont généralement une masse d’environ 2,5 à 90 fois celle du soleil et durent environ 40 millions d’années.

Elles résident généralement dans les bras des galaxies spirales et sont caractérisées par les fortes lignes d’absorption de l’Hélium-II dans leur spectre. Elles ont des lignes d’hydrogène et d’hélium neutre plus faibles dans leur spectre que les étoiles de type B.

En raison de leur masse et de leur température, elles ont une courte durée de vie qui se termine par une explosion de supernova donnant lieu soit à des trous noirs, soit à des étoiles à neutrons. Quelques exemples d’étoiles bleues : Delta Circini, V560 Carinae, Theta1 Orionis C.

Naines jaunes

Les naines jaunes ont une prévalence de 10%, avec un type spectral G. Elles ont des températures comprises entre 5.200 K et 7.500 K, avec des luminosités de l’ordre de 0,6 à 5,0 celle du Soleil. Elles ont une masse d’environ 0,8 à 1,4 celle du soleil et durent environ 4 à 17 milliards d’années.

Ces étoiles sont appelées à tort étoiles de type G. Notre Soleil est une étoile de type G, mais il est en fait blanc. Les étoiles de type G convertissent l’hydrogène en hélium et évoluent généralement en géantes rouges lorsque leur carburant hydrogène est épuisé. Quelques exemples sont : Alpha Centauri A, Tau Ceti.

Naines oranges

Ces étoiles ont une prévalence d’environ 10%, avec un type spectral K. Elles ont des températures comprises entre 3.700 K et 5.200 K, avec des luminosités de l’ordre de 0,08 à 0,6 celle du Soleil. Elles ont une masse de 0,45 à 0,8 celle de notre soleil et durent environ 15 à 30 milliards d’années.

Elles émettent moins de rayonnement UV et restent stables pendant de longues périodes, ce qui les rend très favorables aux exoplanètes qui pourraient résider dans leur zone habitable. Elles sont environ quatre fois plus fréquentes que les étoiles de type G. Voici quelques exemples d’étoiles naines oranges : Alpha Centauri B, Epsilon Indi.

Naines rouges

Ces étoiles ont une prévalence d’environ 73%, avec soit des types spectraux K et M. Leurs températures sont généralement autour de 4.000 K, avec des luminosités autour de 0,0001 à 0,8 celle du Soleil. Elles ont une masse de 0,08 à 0,45 celle de notre soleil et durent environ plusieurs trillions d’années.

Elles représentent l’essentiel de la population stellaire de la Voie lactée, bien qu’elles soient très peu lumineuses. Si les naines rouges sont plus massives que 0,35 masse solaire, elles transforment l’hydrogène en hélium à la fois dans leur noyau et dans l’ensemble de leur composition. De ce fait, le processus de fusion nucléaire est ralenti et même prolongé. Elles vivent si longtemps qu’aucune naine rouge n’a atteint un stade d’évolution avancé depuis la création de l’Univers. Quelques exemples sont : Proxima Centauri, Trappist-1.

Géantes et supergéantes

Lorsqu’une étoile manque d’hydrogène, elle commence à brûler son hélium donc elle se transforme en étoile géante ou supergéante. Son noyau s’effondre et il devient plus chaud, ce qui entraîne l’expansion de la couche externe vers l’extérieur. Les étoiles de masse faible ou moyenne ont évolué en géantes rouges. Les étoiles de masse élevée, environ 10+ fois plus grosses que le Soleil, deviennent des supergéantes rouges.

Pendant les périodes de fusion lente, l’étoile peut se contracter et devenir une supergéante bleue. Cette couleur est généralement présente lorsque les températures sont réparties sur une petite surface, ce qui les rend plus chaudes. Des oscillations entre le rouge et le bleu peuvent également se produire.

Les géantes bleues

Ces étoiles sont très rares, leurs types spectraux sont O, B et A. Leurs températures sont généralement de l’ordre de 10.000 K à 33.000+ K, avec des luminosités de l’ordre de 10.000 celle du Soleil. Elles ont une masse de 2 à 150 celle de notre soleil et durent environ 10 à 100 millions d’années.

Il existe une grande variété d’étoiles qualifiées de géantes bleues. De nombreuses étoiles ayant une classification de luminosité de III et II sont appelées géantes bleues par simple préférence. Cependant, les véritables géantes bleues ont des températures supérieures à 10 000 K. En voici quelques exemples : Xi Persei, Meissa, Iota Orionis.

Supergéantes bleues

Ces étoiles sont également rares, de type spectral OB. Leurs températures sont de l’ordre de 10 000 K à 50 000 K, et leurs luminosités de 10 000 à 1 million de fois celle du Soleil. Elles ont une masse d’environ 20 à 1.000 celle de notre soleil et vivent très peu de temps, environ 10 millions d’années.

Scientifiquement connues sous le nom de supergéantes OB, ces étoiles ont des classifications de luminosité de I, et des classifications spectrales de B9. Elles sont plus petites que les supergéantes rouges et quittent généralement leur séquence principale en quelques millions d’années seulement. En raison de leur masse, elles brûlent rapidement leurs réserves d’hydrogène. Certaines étoiles évoluent directement en étoiles Wolf-Rayet, sautant la phase normale de supergéante bleue. En voici quelques exemples : UW Canis Majoris, Rigel, et Tau Canis Majoris.

Géantes rouges

Ces étoiles ont une prévalence d’environ 0,4%, des types spectraux M, K. Elles ont des températures d’environ 3.300 à 5.300 K, et des luminosités d’environ 100 à 1.000 fois celle du Soleil. Elles ont une masse d’environ 0,3 à 10 et vivent environ 0,1 à 2 milliards d’années.

Elles sont beaucoup plus petites que les supergéantes rouges et beaucoup moins massives. La branche RBG est la plus courante, l’hydrogène étant toujours fusionné en hélium, mais dans une enveloppe autour d’un noyau d’hélium inerte. Les géantes rouges utilisent l’hélium et le fusionnent en carbone, tandis que la branche AGB brûle son hélium dans une enveloppe autour d’un noyau dégénéré de carbone et d’oxygène. Quelques exemples sont : Aldébaran, Arcturus.

Supergéantes rouges

Ces étoiles ont une prévalence d’environ 0,0001%, des types spectraux K, M. Elles ont des températures d’environ 3.500 à 4.500 K, et des luminosités d’environ 1.000 à 800.000 fois celle du Soleil. Elles ont une masse d’environ 10 à 40 celle de notre soleil et vivent environ 3 à 100 millions d’années.

Ces étoiles ont épuisé leurs réserves d’hydrogène en leur cœur. Pour cette raison, leurs couches externes se dilatent énormément lorsqu’elles évoluent hors de la séquence principale. Elles font partie des plus grosses étoiles de l’univers, bien qu’elles ne soient pas parmi les plus massives ou les plus lumineuses. Certaines supergéantes rouges qui peuvent encore créer des éléments lourds finissent par exploser en supernovas de type II. Quelques exemples sont : Antarès, Bételgeuse, Mu Cephei.

Etoiles mortes

Les étoiles mortes n’ont plus de processus de fusion en cours dans leur cœur.

Naines blanches

Ces étoiles ont une prévalence d’environ 0,4%, de type spectral D. Elles ont des températures d’environ 8.000 à 40.000 K, et des luminosités d’environ 0,0001 à 100 fois celle du Soleil. Elles ont une masse d’environ 0,1 à 1,4 celle de notre soleil et vivent environ 100.000 à 10 milliards d’années.

Ces étoiles ne produisent plus d’énergie pour contrebalancer leur masse. Théoriquement, elles ne peuvent pas dépasser 1,4 masse solaire. Quelques exemples sont : Sirius B, Procyon B, Van Maanen.

Étoiles à neutrons

Ces étoiles ont une prévalence d’environ 0,7%, de type spectral D. Elles ont des températures d’environ 600.000 K et des luminosités très faibles. Elles ont une masse d’environ 1,4 à 3,2 celle de notre soleil et vivent environ 100 000 à 10 milliards d’années.

Les étoiles à neutrons sont essentiellement les noyaux effondrés d’étoiles massives qui ont été comprimées au-delà du stade de naine blanche lors d’une explosion de supernova. Elles sont constituées de particules neutroniques un peu plus massives que les protons et sans charge électrique. Elles peuvent ensuite s’effondrer en trous noirs si elles ont plus de 3 masses solaires. Seules les étoiles à neutrons qui ont un taux de rotation élevé et plus de 3 masses solaires peuvent résister à ce processus. En voici quelques exemples : PSR J0108-1431, PSR B1509-58.

Naines noires

Ces étoiles sont de nature plus hypothétique. On pense qu’il s’agit de naines blanches qui ont rayonné toute leur chaleur et leur lumière restantes. Comme les naines blanches ont une durée de vie relativement élevée, aucune naine noire n’a encore eu le temps de se former. Si de telles étoiles se formaient, cela se produirait après la mort de notre Soleil.

Les trous noirs

Les petites étoiles peuvent devenir des naines blanches ou des étoiles à neutrons, mais les étoiles de grande masse deviennent des trous noirs après l’explosion d’une supernova. Comme le vestige n’a aucune pression extérieure pour s’opposer à la force de gravité, il continuera à s’effondrer en une singularité gravitationnelle et deviendra finalement un trou noir.

Un tel objet est si fort que même la lumière ne peut s’en échapper. Des exemples de tels objets sont : Cygnus X-1, Sagittarius A.

Étoiles ratées

Les étoiles ratées sont des objets célestes qui n’ont pas une masse suffisante pour s’enflammer et faire fusionner du gaz d’hydrogène. Par conséquent, elles ne brillent pas. Les naines brunes sont typiquement connues comme des étoiles ratées.

Naines brunes

Ces étoiles ont une prévalence d’environ 1% à 1,0%, et se situent entre les types spectraux M, L, T, Y. Elles ont des températures d’environ 300 K à 2,800 K et des luminosités très faibles. Elles ont une masse d’environ 0,01 à 0,08 celle de notre soleil et vivent pendant peut-être des trillions d’années.

Elles comblent généralement le vide entre les planètes gazeuses les plus massives et les étoiles les moins massives. Leur masse varie entre 13 et 80 masses de Jupiter. La plupart du temps, elles n’émettent pas de lumière visible. Quelques exemples sont : Gliese 229 B, Luhman 16.

Vous le saviez ?

1. L’étoile individuelle la plus lointaine détectée est une supergéante bleue nommée Icare. Elle se trouve à environ 14 milliards d’années-lumière de la Terre.
2. L’étoile la plus massive et la plus lumineuse jamais découverte est une étoile Wolf-Rayet nommée R136a1. Elle a environ 315 masses solaires et 8,7 millions de luminosité solaire.
3. La plus grande étoile connue actuellement est la supergéante rouge VY Canis Majoris. Elle a environ 17±8 fois la masse du Soleil.
4. HE 1523-0901 est la plus ancienne étoile connue dans notre galaxie, la Voie lactée. L’âge estimé de l’étoile est d’environ 13,2 milliards d’années. C’est une étoile géante rouge.
5. Toute étoile que l’on peut observer depuis la Terre est vue dans le passé. Sirius, par exemple, a l’apparence de 8 ans de plus.
6. Dans le ciel nocturne, il y a environ 9.096 étoiles visibles à l’œil nu. Entre 2.000 et 2.500 peuvent être vues à la fois.
7. Si Jupiter était environ 79 fois plus massif, il se transformerait en étoile.

Sources:

• Wikipedia
• Astronomytrek

Source des images :

• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/6/62/Starsinthesky.jpg/640px-Starsinthesky.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/4/47/Star_Life_Cycle_Chart.jpg/1024px-Star_Life_Cycle_Chart.jpg

https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/d/d7/Dwarf_Stars.png/640px-Dwarf_Stars.png

• https://cdn.mos.cms.futurecdn.net/cswv4rVUWCiF8qrnU7kLnH.jpg

.

• https://en.wikipedia.org/wiki/G-type_main-sequence_star#/media/File:Sun_white.jpg
• http://www.astronoo.com/images/soleil/soleil-tempete_medium.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/7/74/RedDwarfNASA.jpg/622px-RedDwarfNASA.jpg
• https://d3eh3svpl1busq.cloudfront.net/zfWkOoWegztfxOAooCWGyDJnFvhhYkVQ/assets/static/optimized/wp-content/uploads/2019/04/3e0e32d96c7eed0881087dfdd4f5b562.01-Zeta-Puppis.jpg
• https://cdn.mos.cms.futurecdn.net/8k84cVVWo5FzBC7oXMdHNJ-1024-80.jpg
• https://d2jmvrsizmvf4x.cloudfront.net/IQOJuCcVSzyvI1wNilb4_red-star-size.jpg
• https://d.ibtimes.co.uk/en/full/1633311/antares-red-supergiant.jpg?w=736&f=481d17936d6e486c0f633fb985219db0
• http://cdn.sci-news.com/images/2019/01/image_6805_1-White-Dwarf-Crystals.jpg
• https://miro.medium.com/max/1320/1*fvTXTnhNEHu0uAJUGzxzNA.jpeg
• https://sites.google.com/site/thelifecycleofthestars/_/rsrc/1416636740784/black-dwarf/brown-dwarf1.jpg
• https://specials-images.forbesimg.com/imageserve/1178748615/960×0.jpg?fit=scale
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/e/e0/Artist%E2%80%99s_conception_of_a_brown_dwarf_like_2MASSJ22282889-431026.jpg/640px-Artist%E2%80%99s_conception_of_a_brown_dwarf_like_2MASSJ22282889-431026.jpg