Etoile

Une région de formation d'étoiles dans le Grand Nuage de Magellan .

Image en fausses couleurs du Soleil , étoile de la séquence principale de type G , la plus proche de la Terre.

Une étoile (du latin : stella ) est un sphéroïde lumineux qui conserve sa forme grâce à sa propre gravité . L'étoile la plus proche de la Terre est le Soleil. D'autres étoiles sont visibles à l' œil nu depuis la Terre la nuit, apparaissant comme une variété de points lumineux apparemment fixes dans le ciel en raison de leur immense distance de la Terre. Historiquement, les étoiles les plus proéminentes étaient regroupées en constellations et astérismes, et les plus brillants étaient appelés par leurs propres noms. Les astronomes ont compilé un vaste catalogue , donnant aux étoiles des désignations standardisées . Or, la plupart des étoiles de l' Univers , y compris toutes celles extérieures à notre galaxie , la Voie lactée , sont invisibles à l'œil nu depuis la Terre. En fait, la plupart sont invisibles de notre planète, même à travers des télescopes de grande puissance .

Pendant au moins une partie de sa vie, une étoile brille en raison de la fusion thermonucléaire de l'hydrogène en hélium dans son noyau, qui libère de l'énergie qui traverse l'intérieur de l'étoile puis rayonne dans l'espace extra-atmosphérique . Presque tous les éléments naturels plus lourds que l'hélium sont créés par nucléosynthèse stellaire pendant la durée de vie d'une étoile, et dans certaines étoiles par nucléosynthèse de supernova lorsqu'elles explosent. Vers la fin de sa vie, une étoile peut aussi contenir de la matière dégénérée . Les astronomes peuvent déterminer la masse, l'âge, la métallicité (composition chimique) et de nombreuses autres propriétés des étoiles en observant leur mouvement dans l'espace, leur luminosité et leur spectre . La masse totale d'une étoile est le principal déterminant de son évolution et de son destin ultime. D'autres caractéristiques des étoiles, telles que le diamètre et la température, changent tout au long de leur vie, tandis que l'environnement d'une étoile affecte sa rotation et son mouvement. Un diagramme de dispersion de nombreuses étoiles faisant référence à leur luminosité , leur magnitude absolue , leur température de surface et leur type spectral , connu sous le nom de diagramme Hertzsprung-Russell (diagramme HR), permet de déterminer l'âge et l'état évolutif d'une étoile.

La vie d'une étoile commence par l' effondrement gravitationnel d'une nébuleuse gazeuse composée principalement d'hydrogène, d'hélium et d'éléments traces plus lourds. Lorsque le noyau stellaire est suffisamment dense, l'hydrogène commence à se convertir en hélium par fusion nucléaire , libérant de l'énergie dans le processus. Les débris de l'intérieur de l'étoile évacuent l'énergie du noyau grâce à une combinaison de processus de transfert de chaleur radiatif et convectif . La pression interne de l'étoile l'empêche de s'effondrer davantage sous sa propre gravité. Lorsque le carburant hydrogène du cœur est épuisé, une étoile d'au moins 0,4 fois la masse du Soleil se dilate pour devenir une géante rouge , dans certains cas fusionnant des éléments plus lourds dans le cœur ou dans ses coquilles autour du noyau (comme le carbone ou l'oxygène ). L'étoile évolue alors vers une forme dégénérée, expulsant une partie de sa matière dans le milieu interstellaire, où elle va contribuer à la formation d'une nouvelle génération d'étoiles. Pendant ce temps, le noyau devient un vestige stellaire : une naine blanche , une étoile à neutrons ou (si elle est suffisamment massive) un trou noir .

Les systèmes binaires et multi - étoiles sont constitués de deux étoiles ou plus qui sont gravitationnellement liées l'une à l'autre et se déplacent généralement l'une autour de l'autre sur des orbites stables . Lorsque deux étoiles ont une orbite relativement proche, leur interaction gravitationnelle peut avoir un impact significatif sur leur évolution. Les étoiles liées gravitationnellement peuvent faire partie de structures beaucoup plus grandes, telles que des amas d'étoiles ou des galaxies .

Observation historique

Les gens ont vu des motifs dans les étoiles depuis les temps anciens. Cette représentation de la constellation du Lion , le lion, en 1690, est de Johannes Hevelius . ]

La constellation du Lion telle qu'on peut la voir à l'œil nu. Des lignes ont été ajoutées.

Les étoiles ont historiquement été importantes pour les civilisations du monde entier, ont fait partie des pratiques religieuses et ont été utilisées pour la navigation et l'orientation célestes . De nombreux anciens astronomes croyaient que les étoiles étaient fixées en permanence à une sphère céleste et ne changeaient pas. Par convention, les astronomes ont regroupé les étoiles en constellations et les ont utilisées pour suivre les mouvements des planètes et la position déduite du Soleil. Le mouvement du Soleil par rapport aux étoiles d'arrière-plan (et à l'horizon) a été utilisé pour créer des calendriers , qui pourraient servir à réglementer les pratiques agricoles. Le calendrier grégorien , actuellement utilisé presque dans le monde entier, est un calendrier solaire basé sur l'angle de l'axe de rotation de la Terre par rapport à son étoile locale, le Soleil.

La carte des étoiles la plus ancienne avec une date précise était une réalisation de l' astronomie égyptienne antique en 1534 av. Les premiers catalogues d'étoiles connus ont été compilés par d'anciens astronomes babyloniens de Mésopotamie à la fin du IIe millénaire av . C., pendant la période kassite ( vers 1531–1155 avant notre ère). ]

Le premier catalogue d'étoiles de l'astronomie grecque a été créé par Aristile vers 300 av. C., avec l'aide de Timocharis . Le catalogue d'étoiles d'Hipparque (  IIe siècle av. J.-C.) comprenait 1020 étoiles et a été utilisé pour assembler le catalogue d'étoiles de Ptolémée . Hipparque est connu pour la découverte de la première nova enregistrée (nouvelle étoile). De nombreuses constellations et noms d'étoiles utilisés aujourd'hui dérivent de l'astronomie grecque.

Malgré l'immuabilité apparente des cieux, les astronomes chinois étaient conscients que de nouvelles étoiles pouvaient apparaître. En 185 après JC. C., ont été les premiers à observer et à écrire sur une supernova, maintenant connue sous le nom de SN 185 . L'événement stellaire le plus brillant dans l'histoire enregistrée était la supernova SN 1006 , qui a été observée en 1006 et décrite par l'astronome égyptien Ali ibn Ridwan et plusieurs astronomes chinois. La supernova SN 1054 , qui a donné naissance à la nébuleuse du Crabe , a également été observée par des astronomes chinois et islamiques. ]

Les astronomes islamiques médiévaux ont donné des noms arabes à de nombreuses étoiles qui sont encore utilisées aujourd'hui et ont inventé de nombreux instruments astronomiques avec lesquels les positions des étoiles pouvaient être calculées. Ils ont également construit les premiers grands instituts de recherche et observatoires, principalement dans le but de produire des catalogues d'étoiles Zij . Parmi eux, l'astronome persan Abd Al-Rahman Al Sufi , qui a écrit le Livre des étoiles fixes (964), a observé diverses étoiles, amas d'étoiles (dont l' Omicron Velorum et les amas de Brocchi ) et galaxies (dont la galaxie d'Andromède ) . Selon A. Zahoor, au 11ème  siècle , le savant polymathe persan Abu Rayhan Biruni a décrit la galaxie de la Voie lactée comme une multitude de fragments ayant les propriétés d' étoiles nébuleuses et en 1019 il a également donné les latitudes de plusieurs étoiles au cours d'une éclipse lunaire . ]

Selon Josep Puig, l' astronome andalou Ibn Bajjah a proposé que la Voie lactée était composée de nombreuses étoiles qui se touchaient presque et semblaient être une image continue en raison de l'effet de réfraction de la matière sublunaire, citant son observation de la conjonction de Jupiter et Mars en 500  AH (1106/1107 AD) comme preuve. Les premiers astronomes européens, tels que Tycho Brahe , ont identifié de nouvelles étoiles dans le ciel nocturne (plus tard appelées novae ), suggérant que les cieux n'étaient pas immuables. En 1584, Giordano Bruno a suggéré que les étoiles étaient comme le Soleil et pourraient avoir d'autres planètes, peut-être semblables à la Terre, en orbite autour d'elles, une idée qui avait déjà été suggérée plus tôt par les anciens philosophes grecs , Démocrite et Épicure , et par des cosmologistes islamiques médiévaux tels que Fakhr al-Din al-Razi . Au siècle suivant, l'idée que les étoiles étaient égales au Soleil faisait consensus parmi les astronomes. Pour expliquer pourquoi ces étoiles n'exerçaient aucune force gravitationnelle nette sur le système solaire, Isaac Newton a suggéré que les étoiles étaient également réparties dans toutes les directions, une idée avancée par le théologien Richard Bentley . ]

En 1667, l'astronome italien Geminiano Montanari a enregistré les variations observées dans la luminosité de l'étoile Algol . Edmond Halley a publié les premières mesures du mouvement propre d'une paire d'étoiles "fixes" proches, montrant qu'elles avaient changé de position depuis l'époque des anciens astronomes grecs Ptolémée et Hipparque. ]

William Herschel a été le premier astronome à tenter de déterminer la répartition des étoiles dans le ciel. Au cours des années 1780, il a établi une série de pointeurs dans 600 directions et a compté les étoiles observées le long de chaque ligne de visée. Il en a déduit que le nombre d'étoiles augmentait régulièrement d'un côté du ciel, vers le cœur de la Voie lactée. Son fils John Herschel a répété cette étude dans l'hémisphère sud et a trouvé une augmentation correspondante dans la même direction. En plus de ses autres réalisations, William Herschel est également remarquable pour sa découverte que certaines étoiles ne sont pas simplement le long de la même ligne de visée,

La science de la spectroscopie astronomique a été lancée par Joseph von Fraunhofer et Angelo Secchi . En comparant les spectres d'étoiles comme Sirius avec le Soleil, ils ont trouvé des différences dans la force et le nombre de leurs raies d'absorption - les raies sombres dans un spectre stellaire causées par l'atmosphère absorbant des fréquences spécifiques. En 1865, Secchi a commencé à classer les étoiles par types spectraux . Cependant, la version moderne du schéma de classification stellaire a été développée par Annie J. Cannon au cours des années 1900.

Alpha Centauri A et B sur le limbe de Saturne

La première mesure directe de la distance à une étoile ( 61 Cygni à 11,4 années-lumière ) a été faite en 1838 par Friedrich Bessel en utilisant la technique de la parallaxe . Les mesures de parallaxe ont démontré la grande séparation des étoiles dans les cieux. L' observation des étoiles doubles a pris une importance croissante au cours du 19ème  siècle . En 1834 , Friedrich Bessel a observé des changements dans le mouvement propre de l'étoile Sirius et en a déduit un compagnon caché. En 1899, Edward Pickering découvre le premier binaire spectroscopique lorsqu'il observe la division périodique des raies spectrales de l'étoile Mizar sur une période de 104 jours. Des observations détaillées de nombreux systèmes d'étoiles binaires ont été recueillies par des astronomes tels que Friedrich Georg, Wilhelm von Struve et S.W. Burnham , permettant de déterminer les masses des étoiles à partir de calculs d' éléments orbitaux . En 1827 , Félix Savary a donné la première solution au problème de dériver une orbite d'étoiles binaires à partir d'observations télescopiques. Le 20e  siècle a vu des progrès de plus en plus rapides dans l'étude scientifique des étoiles. La photographie est devenue un outil astronomique précieux. Karl Schwarzschild a découvert que la couleur d'une étoile, et donc sa température, pouvait être déterminée en comparant la magnitude visuelle à la magnitude photographique . Le développement du photomètre photoélectrique a permis des mesures de magnitude précises sur plusieurs intervalles de longueur d'onde. En 1921 , Albert A. Michelson a effectué les premières mesures d'un diamètre stellaire à l'aide d'un interféromètre sur le télescope Hooker de l'observatoire du mont Wilson . ]

D'importants travaux théoriques sur la structure physique des étoiles ont été produits au cours des premières décennies du XXe  siècle . En 1913, le diagramme de Hertzsprung-Russell a été développé , ce qui a lancé l'étude astrophysique des étoiles. Des modèles réussis ont été développés pour expliquer l'intérieur des étoiles et l'évolution stellaire. En 1925 , Cecilia Payne-Gaposchkin a proposé pour la première fois dans sa thèse de doctorat que les étoiles sont constituées principalement d'hydrogène et d'hélium. Les spectres des étoiles ont été mieux compris grâce aux progrès de la physique quantique . Cela a permis de déterminer la composition chimique de l'atmosphère stellaire. ]

À l'exception des supernovae , des étoiles individuelles ont été observées principalement dans le groupe local , et surtout dans la partie visible de la Voie lactée (comme le montrent les catalogues d'étoiles détaillés disponibles pour notre galaxie). Mais certaines étoiles ont été observées dans la galaxie de l' amas de la Vierge M100 , à environ 100 millions d'années-lumière de la Terre. Dans le superamas local , il est possible de voir des amas d'étoiles et les télescopes actuels pourraient, en principe, observer des étoiles individuelles faibles dans le groupe local (voir Céphéides ). Cependant, en dehors du superamas local de galaxies, ni étoiles ni amas d'étoiles n'ont été observés. La seule exception est une faible image d'un grand amas d'étoiles contenant des centaines de milliers d'étoiles situées à une distance d'un billion d'années-lumière, dix fois plus loin que le groupe d'étoiles le plus éloigné précédemment observé.

Désignations

Cette vue contient les étoiles bleues connues sous le nom de " blue stragglers ", pour leur emplacement apparent sur le diagramme de Hertzsprung-Russell.

Le concept de constellation était déjà connu à l' époque babylonienne . Les anciens observateurs du ciel imaginaient l'arrangement d'étoiles proéminentes pour former des motifs et les associaient à des aspects particuliers de la nature ou de ses mythes. Douze de ces formations étaient situées le long du plan de l' écliptique et sont devenues la base de l' astrologie . Beaucoup d'étoiles individuelles les plus importantes ont également reçu des noms, en particulier avec des désignations arabes ou latines .

En plus de certaines constellations et du Soleil lui-même, les étoiles individuelles ont leurs propres mythes . Pour les anciens Grecs, certaines « étoiles », appelées planètes (du grec πλανήτης (planētēs, signifiant « vagabond »), représentaient diverses divinités importantes, d'où étaient tirés les noms des planètes Mercure , Vénus , Mars , Jupiter , et Saturne ] Uranus et Neptune étaient également des dieux grecs et romains , mais ni l'un ni l'autre n'étaient connus dans les temps anciens en raison de leur faible luminosité et leurs noms ont été attribués par les astronomes ultérieurs

Vers 1600, les noms des constellations étaient utilisés pour nommer les étoiles dans les régions correspondantes du ciel. L'astronome allemand Johann Bayer a créé une série de cartes stellaires et appliqué des lettres grecques comme désignations pour les étoiles de chaque constellation. Plus tard, un système de numérotation basé sur l' ascension droite de l'étoile a été inventé et ajouté au catalogue d'étoiles de John Flamsteed dans son livre Historia coelestis Britannica (l'édition de 1712), ainsi ce système de numérotation a été appelé dénomination de Flamsteed ou numérotation de Flamsteed . ]

La seule autorité internationalement reconnue pour désigner les corps célestes est l' Union astronomique internationale (UAI). Cette association entretient le Groupe de travail sur les noms d' étoiles (WGSN) qui répertorie et normalise les noms propres des étoiles. Diverses entreprises privées vendent des noms de stars, dans ce que la British Library appelle une entreprise commerciale non réglementée . L'IAU s'est dissociée de cette pratique commerciale et ces noms ne sont pas reconnus par l'IAU, les astronomes professionnels ou la communauté des astronomes amateurs. L' une de ces sociétés est l ' International Star Registry , qui , au cours des années 1980 , a été accusée de pratiques trompeuses en laissant entendre que le nom attribué était officiel . Cette pratique ISR désormais abandonnée a été officieusement qualifiée d'escroquerie et de fraude, ​ et le Département de la consommation de la ville de New York a émis un avertissement contre ISR pour s'être engagé dans une activité trompeuse. pratique. ]

Unités de mesure

Bien que les paramètres stellaires puissent être exprimés en unités SI ou en unités CGS , il est souvent plus pratique d'exprimer la masse , la luminosité et le rayon en unités solaires, en fonction des caractéristiques du Soleil. En 2015, l' IAU a défini un ensemble de valeurs solaires nominales . (définies comme des constantes SI, sans incertitudes) qui peuvent être utilisées pour citer des paramètres stellaires :

luminosité solaire nominale :	L ⊙ = 3,828 × 10 26 W ]
rayon solaire nominal	R ⊙ = 6,957 × 10 8 m ]

La masse solaire M _⊙ n'a pas été explicitement définie par l' UAI en raison de la grande incertitude relative (10 ⁻⁴ ) de la constante gravitationnelle newtonienne G. Cependant, puisque le produit de la constante gravitationnelle newtonienne et de la masse solaire conjointe (GM _⊙ ) a été déterminé avec beaucoup plus de précision, l'UAI a défini le paramètre nominal de la masse solaire comme suit :

paramètre de masse solaire :

GM ⊙ = 1,3271244 × 10 20 m³ s −2 ]

Cependant, le paramètre de masse solaire nominale peut être combiné avec l' estimation CODATA la plus récente (2014) de la constante gravitationnelle newtonienne G pour obtenir une masse solaire d'environ 1,9885 × 10 ³⁰  kg. Bien que les valeurs exactes de la luminosité, du rayon, du paramètre de masse et de la masse puissent varier légèrement à l'avenir en raison des incertitudes d'observation, les constantes nominales de l'IAU 2015 resteront les mêmes valeurs SI car elles restent utiles pour citer les paramètres stellaires.

Les grandes longitudes, telles que le rayon d'une étoile géante ou le demi-grand axe d'un système d'étoiles binaires, sont souvent exprimées en termes d' unité astronomique - approximativement égale à la distance moyenne entre la Terre et le Soleil (150 millions de km ou environ 93 millions de milles). En 2012, l'AIU a défini la constante astronomique comme une longueur exacte en mètres : 149 597 870 700 m. ]

Formation et évolution des étoiles

Évolution stellaire des étoiles de faible masse (cycle gauche) et de masse élevée (cycle droit), avec des exemples en italique

Les étoiles se condensent dans les régions les plus denses de l' espace , même si ces régions sont moins denses que l'intérieur d'une chambre à vide . Ces régions, appelées nuages ​​moléculaires , sont principalement constituées d'hydrogène, avec environ 23 à 28 % d'hélium et quelques éléments plus lourds. Un exemple de ces régions de formation d'étoiles est la nébuleuse d'Orion . La plupart des étoiles se forment en groupes de dizaines à centaines de milliers d'étoiles. ]

Les étoiles massives de ces groupes peuvent illuminer puissamment ces nuages, ionisant l'hydrogène et créant des régions H II . De tels effets de rétroaction de la formation d'étoiles peuvent éventuellement perturber le nuage et empêcher la formation d'étoiles supplémentaires.

Toutes les étoiles passent la majeure partie de leur existence en tant qu'étoiles de la séquence principale , alimentées principalement par la fusion nucléaire de l'hydrogène en hélium dans leur noyau. Cependant, les étoiles de masses différentes ont des propriétés sensiblement différentes à divers stades de leur développement. Le destin ultime des étoiles plus massives diffère de celui des étoiles moins massives, tout comme leurs luminosités et l'impact qu'elles ont sur leur environnement, de sorte que les astronomes regroupent souvent les étoiles par masse : ]

• Les étoiles de très faible masse , avec des masses inférieures à 0,5  _M☉ , sont entièrement convectives et distribuent l'hélium uniformément dans toute l'étoile sur la séquence principale. Par conséquent, ils ne subissent jamais de combustion d'obus ou ne deviennent des géantes rouges , mais cessent de fusionner et deviennent des naines blanches à l'hélium , se refroidissant lentement après avoir épuisé leur hydrogène. Cependant, comme la durée de vie des étoiles 0,5  M _☉ est plus longue que l' âge de l'univers , aucune de ces étoiles n'a atteint le stade de naine blanche.

• Les étoiles de faible masse (y compris le Soleil), d'une masse comprise entre 0,5  M _☉ et 1,8-2,5  M _☉ selon leur composition, deviennent des géantes rouges à mesure que leur noyau d'hydrogène s'épuise et qu'elles commencent à brûler de l'hélium dans le noyau dans un flash d'hélium ; ils développent un noyau carbone-oxygène, dégénéré plus tard en la branche asymptotique géante ; ils finissent par perdre leur enveloppe externe en tant que nébuleuse planétaire et laissent derrière eux leur noyau en tant que naine blanche.

• Les étoiles de masse intermédiaire , entre 1,8-2,5  M _☉ et 5-10  M _☉ , passent par des stades évolutifs similaires à ceux des étoiles de faible masse, mais après une période relativement courte, la touffe rouge allume l'hélium non flash et passe une période prolongée en rouge s'agglutinant avant de former un noyau carbone-oxygène dégénéré.

• Les étoiles massives ont généralement une masse minimale de 7-10  M _☉ (éventuellement aussi faible que 5-6  M _☉ ). Après avoir épuisé l'hydrogène du noyau, ces étoiles deviennent des supergéantes et fusionnent des éléments plus lourds que l'hélium. Ils finissent leur vie lorsque leurs noyaux s'effondrent et explosent en supernovae.

Formation d'étoiles

La formation d'étoiles commence par une instabilité gravitationnelle dans un nuage moléculaire causée par des régions de densité plus élevée - souvent déclenchée par la compression des nuages ​​par le 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 étoilée ). ​ Lorsqu'une région atteint une densité de matière suffisante pour satisfaire les critères de l' instabilité de Jeans , elle commence à s'effondrer sous sa propre force gravitationnelle. ]

Vue d'artiste de la naissance d'une étoile dans un nuage moléculaire dense .

Au fur et à mesure que le nuage s'effondre, des conglomérats individuels de poussière dense et de gaz forment un " globule de Bok ". Lorsque celui-ci s'effondre et que la densité augmente, l'énergie gravitationnelle est convertie en chaleur et la température augmente. Lorsque le nuage protostellaire a approximativement atteint la condition stable d' équilibre hydrostatique , une protoétoile se forme dans le noyau. ]

Généralement, ces étoiles pré-séquence principale sont entourées d'un disque protoplanétaire et alimentées principalement par conversion d'énergie gravitationnelle. Sa période de contraction gravitationnelle dure environ 10 à 15 millions d'années.

Un groupe d'environ 500 jeunes étoiles se trouve dans la prochaine région de formation d'étoiles W40 .

Les premières étoiles inférieures à 2 M _☉ sont appelées étoiles T Tauri , tandis que celles qui ont une masse plus élevée sont les 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 qui s'effondre et donner naissance à de petites plaques de nébulosité appelées objets Herbig-Haro . Ces jets, en combinaison avec le rayonnement des étoiles massives proches, peuvent aider à repousser le nuage environnant à partir duquel l'étoile s'est formée. ]

Au début de leur développement, les étoiles T Tauri suivent la voie Hayashi : elles se contractent et diminuent de luminosité tout en restant à peu près à la même température.

On observe que la plupart des étoiles font partie de systèmes d'étoiles binaires et que les propriétés de ces systèmes sont le résultat des conditions dans lesquelles ils se sont formés. ]

Un nuage de gaz doit perdre son moment cinétique pour s'effondrer et former une étoile. La fragmentation du nuage en plusieurs étoiles distribue une partie de ce moment cinétique. Ces interactions ont tendance à diviser davantage les systèmes binaires (soft) séparés, tout en provoquant une liaison plus étroite des systèmes durs. Cela produit une séparation des systèmes binaires en leurs deux distributions de population observées.

Séquence principale

Les étoiles consomment environ 90 % de leur existence en fusionnant de l'hydrogène en hélium à des températures élevées et dans des réactions à haute pression près du cœur. De telles étoiles sont dites sur la séquence principale et sont appelées étoiles naines. À partir de la séquence principale de l'âge zéro, la proportion d'hélium dans le cœur d'une étoile augmentera régulièrement, car le taux de fusion nucléaire dans le cœur augmentera également lentement, tout comme la température et la luminosité de l'étoile. On estime que le Soleil, par exemple, a augmenté sa luminosité de 40 % depuis qu'il a atteint la séquence principale il y a 4,6 milliards (4,6 × 10 ⁹ ) d'années. ]

Chaque étoile génère un vent stellaire de particules qui provoque un flux continu de gaz dans l'espace. Pour la plupart des étoiles, la masse perdue est négligeable. Le Soleil perd 10 ⁻¹⁴  M _☉ chaque année, soit environ 0,01 % de sa masse totale au cours de sa vie. Cependant, les étoiles très massives peuvent perdre 10-7 à 10-5 M☉ chaque année, ce qui affecte considérablement leur évolution. Les étoiles commençant à plus de 50 M _☉ peuvent perdre plus de la moitié de leur masse totale pendant la séquence principale. ]

Un exemple de diagramme Hertzsprung-Russell pour un ensemble d'étoiles incluant le Soleil (au centre). (Voir "Classement" ci-dessous.)

Le temps qu'une étoile passe sur la séquence principale dépend principalement de la quantité de carburant dont elle dispose et de la vitesse à laquelle elle la fusionne. Le Soleil devrait vivre 10 milliards (10 ¹⁰ ) d'années. Les étoiles massives consomment leur carburant très rapidement et ont une courte durée de vie. Les étoiles de faible masse consomment leur carburant très lentement. Les étoiles inférieures à 0,25 M _☉ , appelées naines rouges , sont capables de fusionner la quasi-totalité de leur masse, tandis que les étoiles d'environ 1 M _☉ ne peuvent fusionner qu'environ 10 % de leur masse. La combinaison de leur faible consommation de carburant et d'un approvisionnement relativement important en carburant utilisable permet aux étoiles de faible masse de durer environ un billion (10 ¹² ) d'années ; celles supérieures à 0,08 M _​​☉ dureront environ 12 milliards d'années. Les naines rouges deviennent plus chaudes et plus brillantes lorsqu'elles accumulent de l'hélium. Lorsqu'ils manquent finalement d'hydrogène, ils se contractent en une naine blanche et diminuent de température. Cependant, étant donné que la durée de vie de ces étoiles est supérieure à l'âge actuel de l'univers (13,8 milliards d'années), les étoiles inférieures à environ 0,85 M _☉ ne devraient pas avoir été déplacées de la séquence principale.

En plus de la masse, les éléments plus lourds que l'hélium peuvent jouer un rôle important dans l'évolution des étoiles. Les astronomes étiquettent tous les éléments plus lourds que l'hélium "métaux" et appellent la concentration chimique de ces éléments dans une étoile métallicité . La métallicité d'une étoile peut influencer le temps qu'il faut à l'étoile pour brûler son carburant et contrôler la formation de ses champs magnétiques, ce qui affecte la force de son vent stellaire. Les étoiles plus anciennes de la population II ont sensiblement moins de métallicité que les étoiles plus jeunes de la 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 de plus en plus d'éléments plus lourds à mesure que les étoiles plus anciennes meurent et perdent une partie de leur atmosphère .

Séquence de publication principale

Lorsque les étoiles d'au moins 0,4 M _☉ ​ épuisent leur réserve d'hydrogène dans leur cœur, elles commencent à fusionner de l'hydrogène dans une zone à l'extérieur du cœur d'hélium. Leurs couches externes se dilatent et se refroidissent considérablement en formant une géante rouge . Dans environ 5 milliards d'années, lorsque le Soleil entrera dans la phase de combustion de l'hélium, il s'étendra jusqu'à un rayon maximal d'environ 1 unité astronomique (150 millions de km), soit 250 fois sa taille actuelle, et perdra 30 % de sa masse actuelle. ]

Au fur et à mesure que la combustion de la coquille d'hydrogène produit plus d'hélium, le noyau augmente en masse et en température. Dans une géante rouge jusqu'à 2,25  _M☉ , la masse du noyau d'hélium dégénère avant la fusion de l'hélium . Enfin, lorsque la température devient suffisamment élevée, la fusion de l'hélium commence de manière explosive dans ce qu'on appelle un flash d'hélium, et l'étoile se contracte rapidement en rayon, augmente sa température de surface et se déplace vers la branche horizontale du diagramme HR. . Pour les étoiles les plus massives, la fusion du noyau d'hélium commence avant que le noyau ne dégénère, et l'étoile passe un certain temps dans le groupe rouge , brûlant lentement de l'hélium avant que l'enveloppe convective externe ne s'effondre et que l'étoile ne se déplace vers la branche horizontale. ]

Une fois que l'étoile a fusionné l'hélium dans son noyau, le produit carboné fusionne, produisant un noyau chaud avec une enveloppe externe de fusion d'hélium. L'étoile suit alors une voie évolutive appelée la branche asymptotique des géantes (AGB) qui est parallèle à l'autre phase de géante rouge décrite, mais avec une luminosité plus élevée. Les étoiles AGB les plus massives peuvent connaître une brève période de fusion du carbone avant que le noyau ne dégénère.

Des étoiles massives

Au cours de sa phase de combustion d'hélium, une étoile de plus de neuf masses solaires se dilate pour former d'abord une supergéante bleue puis une supergéante rouge . Des étoiles particulièrement massives peuvent 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 en raison d'une forte convection et d'une perte de masse intense.

Lorsque l'hélium est épuisé dans le noyau d'une étoile massive, le noyau se contracte et la température et la pression augmentent suffisamment pour fusionner le carbone (voir processus de combustion du carbone ). Ce processus se poursuit, avec des étapes successives alimentées par du néon (voir processus de combustion du néon ), de l'oxygène (voir processus de combustion de l'oxygène) et du silicium (voir processus de combustion du silicium ). Vers la fin de la vie de l'étoile, la fusion se poursuit à travers une série de couches consécutives au sein d'une étoile massive. Chaque couche fusionne un élément différent ; la coque la plus externe fusionne avec de l'hydrogène, la suivante avec de l'hélium, et ainsi de suite. ]

L'étape finale se produit lorsqu'une étoile massive commence à produire du fer . Étant donné que les noyaux de fer sont plus étroitement liés que n'importe quel noyau plus lourd, toute fusion au-delà du fer n'entraîne pas de libération nette d'énergie. Un tel processus se poursuit de manière très limitée, mais consomme de l'énergie. De même, comme les noyaux sont plus étroitement liés que tous les noyaux plus légers, une telle énergie ne peut pas être libérée par fission . ]

Réduire

Lorsque le noyau d'une étoile se contracte, l'intensité du rayonnement de cette surface augmente, créant une telle pression de rayonnement dans la couche externe de gaz qu'elle poussera ces couches ensemble, formant une nébuleuse planétaire . Si ce qui reste après la libération de l'atmosphère extérieure est inférieur à 1,4  M _☉ , il est réduit à un objet relativement petit. la taille de la Terre, connue sous le nom de naine blanche . Les naines blanches n'ont pas assez de masse pour qu'une compression gravitationnelle supplémentaire se produise. La matière dégénérée en électrons dans une naine blanche n'est plus un plasma, même si les étoiles sont généralement connues sous le nom de sphéroïdes de plasma. Finalement, les naines blanches se fanent en naines noires sur une très longue période de temps.

La nébuleuse du crabe , vestige d'une supernova qui a été observée pour la première fois vers 1050 après JC. c.

Dans les plus grandes étoiles, la fusion se poursuit jusqu'à ce que le noyau de fer soit devenu si grand (plus de 1,4  M _☉ ) qu'il ne puisse plus supporter sa propre masse. Ce noyau s'effondrera soudainement lorsque ses électrons seront entraînés dans ses protons, formant des neutrons, des neutrinos et des rayons gamma dans une explosion de capture d'électrons et de désintégration bêta inverse . L' onde de choc formée par cet effondrement soudain fait exploser le reste de l'étoile en supernova . Ceux-ci deviennent si brillants qu'ils peuvent brièvement éclipser toute la galaxie d'origine de l'étoile. Lorsqu'elles se produisent dans la Voie lactée, les supernovae ont toujours été décrites par les observateurs à l'œil nu comme de "nouvelles étoiles" là où aucune ne semblait auparavant exister. ]

Une explosion de supernova expulse les couches externes de l'étoile en laissant un vestige tel que la nébuleuse du Crabe . Le noyau est compressé en une étoile à neutrons qui se manifeste parfois par un pulsar ou une éruption de rayons X . Dans le cas des étoiles les plus grosses, le résidu est un trou noir de plus de 4  M _☉ . Dans une étoile à neutrons, la matière est dans un état connu sous le nom de matière dégénérée par neutrons, avec une forme plus exotique de matière dégénérée , la matière QCD , éventuellement présente dans le noyau. À l'intérieur d'un trou noir, la matière est dans un état qu'il est actuellement impossible de comprendre.

Des éléments lourds sont inclus dans les couches externes détachées des étoiles mourantes qui peuvent être recyclées lors de la formation de nouvelles étoiles. Ces éléments lourds permettent la formation de planètes rocheuses. La sortie des supernovae et le vent stellaire des grandes étoiles jouent un rôle important dans la formation du milieu interstellaire. ]

Étoiles binaires

L'évolution post-séquence principale des étoiles binaires peut être significativement différente de l'évolution des étoiles simples de même masse. Si les étoiles d'un système binaire sont suffisamment proches les unes des autres, lorsque l'une des étoiles se dilate pour devenir une géante rouge, elle peut déborder de son lobe de Roche , la région autour d'une étoile où la matière est gravitationnellement liée à cette étoile, entraînant le transfert de matière de l'un à l'autre. Lorsque le lobe de Roche est percé, divers phénomènes peuvent se produire, tels que des binaires de contact , des binaires d'enveloppe commune , des variables cataclysmiques et des supernovae de type Ia .

Agrégation et distribution stellaire

Une naine blanche en orbite autour de Sirius (vue d'artiste).

Les étoiles ne sont pas uniformément réparties dans l'univers mais sont généralement regroupées dans des galaxies avec le gaz et la poussière interstellaires. Une galaxie typique contient des centaines de milliards d'étoiles, et il y a plus de 100 milliards (10 ¹¹ ) de galaxies dans l' univers observable . En 2010, une estimation du nombre d'étoiles dans l'univers observable était presque un tiers d'un quadrillion ( 3 × 10 ²³ ). Bien que l'on pense souvent que les étoiles n'existent qu'à l'intérieur des galaxies, des étoiles intergalactiques ont été découvertes. ]

Un système multi -étoiles se compose de deux étoiles ou plus liées gravitationnellement en orbite l'une autour de l'autre. Le système multiétoile le plus simple et le plus courant est une étoile binaire, mais on trouve également des systèmes de trois étoiles ou plus. Pour des raisons de stabilité orbitale, de tels systèmes multi-étoiles sont souvent organisés en ensembles hiérarchisés d'étoiles binaires. Des groupes plus grands, appelés amas d'étoiles, existent également, allant d' associations stellaires lâches avec seulement quelques étoiles à d'énormes amas globulaires avec des centaines de milliers d'étoiles. De tels systèmes orbitent autour de leur galaxie hôte.

On a longtemps supposé que la plupart des étoiles se trouvaient dans des systèmes multi-étoiles gravitationnellement liés. Cela est particulièrement vrai pour les étoiles très massives de classe O et B, où 80% des étoiles font partie de systèmes multi-étoiles. La proportion de systèmes à une seule étoile augmente avec la diminution de la masse stellaire, de sorte que seulement 25% des naines rouges sont connues pour avoir des compagnons stellaires. Étant donné que 85 % de toutes les étoiles sont des naines rouges, la plupart des étoiles de la Voie lactée sont peut-être célibataires dès la naissance. ]

L'étoile la plus proche de la Terre, à part le Soleil, est Proxima Centauri , qui se trouve à 39,9 milliards de kilomètres, soit 4,2 années-lumière. Voyageant à la vitesse orbitale de la navette spatiale (8 kilomètres par seconde, près de 30 000 kilomètres par heure), il faudrait environ 150 000 ans pour y arriver. Ceci est typique des séparations stellaires dans les disques galactiques . Les étoiles peuvent être beaucoup plus rapprochées au centre des galaxies et des amas globulaires , ou beaucoup plus éloignées dans les halos galactiques .

En raison des distances relativement grandes entre les étoiles en dehors du noyau galactique, les collisions entre étoiles 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. De telles collisions peuvent produire ce qu'on appelle des traînards bleus . Ces étoiles anormales ont une température de surface plus élevée que les autres étoiles de la séquence principale avec la même luminosité dans l'amas auquel elles appartiennent. ]

Étoiles liées

Les étoiles peuvent être gravitationnellement liées les unes aux autres, formant des groupements binaires , ternaires ou même plus grands. Une grande partie des étoiles du disque de la Voie lactée appartiennent à des systèmes binaires ; le pourcentage est proche de 90 % pour les étoiles massives et tombe à 50 % pour les étoiles de faible masse. D'autres fois, les étoiles sont regroupées en grandes concentrations allant de dizaines à des centaines de milliers voire des millions d'étoiles, formant ce qu'on appelle des amas d'étoiles . Ces amas peuvent être dus à des variations du champ gravitationnel galactique ou ils peuvent être le résultat d'éclatements de formation d'étoiles (la plupart des étoiles sont connues pour se former en groupes). Traditionnellement, on distinguait deux types dans la Voie lactée : (1) les amas globulaires , qui sont anciens, se trouvent dans le halo et contiennent des centaines de milliers à des millions d'étoiles, et (2) les amas ouverts , qui sont nouvellement formés, sont localisés dans le disque et contiennent un plus petit nombre d'étoiles. Depuis la fin du 20ème  siècle , cette classification a été remise en question lorsque de jeunes amas d'étoiles comme Westerlund 1 ou NGC 3603 avec un nombre d'étoiles similaire à celui d'un amas globulaire ont été découverts dans le disque de la Voie lactée . Ces amas massifs et jeunes se retrouvent également dans d'autres galaxies ; quelques exemples sont 30 Doradus dans le Grand Nuage de Magellan et NGC 4214-IA dans NGC 4214.

Étoiles isolées

Toutes les étoiles ne maintiennent pas des liens gravitationnels stables ; certains, comme le Soleil, voyagent seuls, s'éloignant beaucoup du groupe stellaire dans lequel ils se sont formés. Ces étoiles isolées ne répondent qu'au champ gravitationnel global constitué par la superposition des champs de tous les objets de la galaxie : trous noirs , étoiles, objets compacts et gaz interstellaire .

Distribution stellaire

Les étoiles ne sont normalement pas uniformément réparties dans l' univers , malgré ce que cela peut sembler à l'œil nu, mais plutôt regroupées dans des galaxies . Une galaxie spirale typique , telle que la Voie lactée , contient des centaines de milliards d'étoiles regroupées, la plupart dans le plan galactique étroit . Le ciel nocturne terrestre apparaît homogène à l'œil nu car il n'est possible d'observer qu'une région très localisée du plan galactique. En extrapolant à partir de ce qui est observé au voisinage du système solaire, on peut dire que la plupart des étoiles sont concentrées dans le disque galactique et à l'intérieur de celui-ci dans une région centrale, le renflement galactique , qui se situe dans la constellation du Sagittaire .

Voir aussi : Galaxie , Amas d'étoiles et Étoile binaire .

Navigation et positionnement stellaires

Malgré les énormes distances qui séparent les étoiles, du point de vue terrestre leurs positions relatives apparaissent fixes dans le ciel. Grâce à la précision de leurs positions, "elles sont très utiles pour la navigation, pour l'orientation des astronautes dans les engins spatiaux et pour l'identification d'autres étoiles" ( The American Encyclopedia ). Les étoiles étaient le seul moyen pour les marins de se localiser en haute mer jusqu'à l'avènement des systèmes de positionnement électronique au milieu du XXe  siècle . Voir Star (nautique) .

Fonctionnalités

Certaines des étoiles connues avec leurs couleurs apparentes et leurs tailles relatives.

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 ultime.

Âge

La plupart des étoiles ont entre 1 milliard et 11 milliards d'années. Certaines étoiles pourraient même avoir près de 13,8 milliards d'années, l' âge observé de l'univers . L'étoile la plus ancienne découverte à ce jour, HD 140283 , surnommée l'étoile de Mathusalem , est estimée à 14,46 ± 0,8 milliards d'années. (En raison de l'incertitude de la valeur, cet âge de l'étoile n'entre pas en conflit avec l'âge de l'Univers, déterminé par le satellite Planck à 13 799 ± 0,021.) ]

Plus l'étoile est massive, plus sa durée de vie est courte, principalement parce que les étoiles massives ont une pression plus élevée sur leur noyau, 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 plus faible masse (naines rouges) brûlent leur combustible très lentement et peuvent durer des dizaines à des centaines de milliards d'années. ]

Composition chimique

Voir aussi: Metallicité

Lorsque les étoiles se forment dans la galaxie actuelle de la Voie lactée, elles sont composées de 71 % d'hydrogène et de 27 % d'hélium, mesurés en masse, avec une petite fraction d'éléments plus lourds. Typiquement, la portion d'élément lourd est mesurée en termes de teneur en fer de l'atmosphère stellaire, puisque le fer est un élément commun et ses raies d'absorption sont relativement faciles à mesurer. La portion d'éléments plus lourds peut être un indicateur de la probabilité que l'étoile ait un système planétaire. ]

L'étoile avec la plus faible teneur en fer jamais mesurée est la naine HE1327-2326, avec seulement 1/200 000ème de la teneur en fer du Soleil En revanche, l'étoile riche en supermétalliques μ Leonis a près de deux fois l'abondance de fer comme le Soleil, tandis que l'étoile planétaire 14 Herculis a presque le triple de fer. ]

Il existe également des étoiles chimiquement particulières qui présentent des abondances inhabituelles de certains éléments dans leur spectre, en particulier le chrome et les terres rares . Les étoiles avec des atmosphères extérieures plus froides, y compris le Soleil, peuvent former diverses molécules diatomiques et polyatomiques. ]

Diamètre

Les étoiles varient considérablement en taille. Dans chaque image de la séquence, l'objet le plus à droite apparaît comme l'objet le plus à gauche dans le panneau suivant. La Terre apparaît à droite dans le panneau 1 et le Soleil est deuxième dans le panneau 3 à partir de la droite. Dans le panneau 6, l'étoile la plus à droite est UY Scuti , la plus grande étoile connue .

En raison de leur grande distance de la Terre, toutes les étoiles sauf le Soleil apparaissent à l'œil nu comme des points brillants dans le ciel nocturne qui scintillent sous l'effet de l' atmosphère terrestre . Le Soleil est aussi une étoile, mais il est suffisamment proche de la Terre pour apparaître comme un disque et fournir de la lumière naturelle. Mis à part le Soleil, l'étoile avec la plus grande taille apparente est R Doradus , avec un diamètre angulaire de seulement 0,057 seconde d' arc . ]

Les disques de la plupart des étoiles ont une taille angulaire trop petite pour être observés avec les télescopes optiques au sol actuels, de sorte que des télescopes interférométriques sont nécessaires pour imager ces objets. Une autre technique pour mesurer la taille angulaire des étoiles est l' occultation . En mesurant avec précision la baisse de luminosité d'une étoile lorsqu'elle est cachée par la Lune (ou l'augmentation de luminosité lorsqu'elle réapparaît), son diamètre angulaire peut être calculé. ]

La taille des étoiles va des étoiles à neutrons, qui mesurent de 20 à 40 km de diamètre, aux supergéantes comme Bételgeuse dans la constellation d'Orion , avec un diamètre d'environ 1 070 fois celui du Soleil - environ 1 490 171 880 km (925 949 878 mi) - bien qu'à un niveau beaucoup plus bas. densité que le Soleil ]

Cinématiques

Les Pléiades , un amas ouvert d'étoiles dans la constellation du Taureau . Ces étoiles partagent un mouvement commun dans l'espace. ]

Le mouvement d'une étoile par rapport au Soleil peut fournir des informations utiles sur l'origine et l'âge d'une étoile, ainsi que sur la structure et l'évolution de la galaxie environnante. Les composants du mouvement d'une étoile consistent en la vitesse radiale vers ou loin du Soleil, et le mouvement angulaire transversal, qui est appelé mouvement propre .

La vitesse radiale est mesurée par le décalage Doppler des raies spectrales de l'étoile et est exprimée en km/ s . Le mouvement propre d'une étoile, sa parallaxe, est déterminé par des mesures astrométriques précises en unités de milliarcsecondes ( mas ) par an. Connaissant la parallaxe de l'étoile et sa distance, la vitesse du mouvement propre peut être calculée. Avec la vitesse radiale, la vitesse totale peut être calculée. Les étoiles avec des taux élevés de mouvement propre sont susceptibles d'être relativement proches du Soleil, ce qui en fait de bons candidats pour les mesures de parallaxe. ]

Lorsque les deux taux de mouvement sont connus, la vitesse spatiale de l'étoile par rapport au Soleil ou à la galaxie peut être calculée. Parmi les étoiles proches, les étoiles plus jeunes de la population I ont généralement des vitesses inférieures à celles des étoiles plus âgées de la population II. 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, et sont appelés associations stellaires . ]

Champ magnétique

Champ magnétique de surface de SU Aur (une jeune étoile de type T Tauri ), reconstruit par imagerie Zeeman-Doppler

Le champ magnétique d' une étoile est généré dans les régions de l'intérieur où se produit la circulation convective . Ce mouvement de plasma conducteur fonctionne comme une dynamo, où le mouvement des charges électriques induit des champs magnétiques, tout comme une dynamo mécanique . Ces champs magnétiques ont une longue portée qui s'étend à travers et au-delà de l'étoile. La force du champ magnétique varie avec la masse et la composition de l'étoile, et la quantité d'activité magnétique de surface dépend de la vitesse de rotation de l'étoile. Cette activité de surface produit des taches d'étoiles , qui sont des régions de champs magnétiques puissants avec des températures de surface inférieures à la normale. Les boucles coronales sont les lignes de flux de champ magnétique qui montent de la surface d'une étoile dans l'atmosphère extérieure de l'étoile, sa couronne. Les boucles coronales sont visibles grâce au plasma conducteur sur toute leur longueur. Les éruptions stellaires sont des explosions de particules de haute énergie qui sont émises en raison de la même activité magnétique. ]

Les jeunes étoiles en rotation rapide ont tendance à avoir des niveaux élevés d'activité de surface en raison de leur champ magnétique. Le champ magnétique peut agir sur le vent stellaire d'une étoile, fonctionnant comme un frein qui ralentit progressivement la vitesse de rotation dans le temps. Ainsi, les étoiles plus anciennes comme le Soleil ont un taux de rotation beaucoup plus lent et un niveau d'activité de surface plus faible. Les niveaux d'activité des étoiles à rotation lente ont tendance à varier de manière cyclique et peuvent être complètement perturbés pendant des périodes de temps. Par exemple, pendant le minimum de Maunder , le Soleil a subi une période de 70 ans sans presque aucune activité de taches solaires.

Masse

L'une des étoiles les plus massives connues est Eta Carinae , qui, avec 100 à 150 fois plus de masse que le Soleil, n'aura une durée de vie que de quelques millions d'années. Les études des amas ouverts les plus massifs suggèrent 150 _M☉ comme limite supérieure pour les étoiles à l'âge actuel de l'univers. Ceci représente une valeur empirique de la limite théorique de la masse des étoiles en formation due à l'augmentation de la pression de rayonnement sur le nuage de gaz en accrétion. Plusieurs étoiles de l'amas R136 dans le Grand Nuage de Magellan avec des masses plus importantes ont été mesurées, mais il a été déterminé qu'elles auraient pu être créées par la collision et la fusion d'étoiles massives dans des systèmes binaires proches, en évitant les 150 M _☉ limite la formation d'étoiles massives. ]

La nébuleuse par réflexion NGC 1999 est vivement éclairée par V380 Orionis (au centre), une étoile variable avec environ 3,5 fois la masse du Soleil. La tache noire dans le ciel est un trou béant dans l'espace vide, et non une nébuleuse sombre telle qu'elle apparaît. pensé auparavant.

Les premières étoiles à se former après le Big Bang pourraient avoir été plus grosses, jusqu'à 300 M _☉ , en raison de l'absence totale d'éléments plus lourds que le lithium dans leur composition. Cette génération d' étoiles supermassives de la population III a probablement existé très tôt dans l'univers (c'est-à-dire qu'elles ont un décalage vers le rouge élevé) et a peut-être commencé la production d' éléments chimiques plus lourds que l'hydrogène qui sont nécessaires à la formation ultérieure de planètes et la vie . En juin 2015, des astronomes ont rapporté des preuves d'étoiles de la population III dans la galaxie Cosmos Redshift 7 à z  = 6,60. ]

Avec une masse de seulement 80 fois celle de Jupiter ( _MJ ), 2MASS J0523-1403 est la plus petite étoile connue à avoir subi une fusion nucléaire en son cœur. Pour les étoiles avec une métallicité similaire à celle du Soleil, la masse minimale théorique que l'étoile peut avoir et subir encore la fusion du noyau est estimée à environ ₇₅ MJ . Cependant, lorsque la métallicité est très faible, la taille minimale des étoiles semble être d'environ 8,3 % de la masse solaire, soit environ ₈₇ MJ . Les corps les plus petits, appelés naines brunes, 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 beaucoup plus faible que les étoiles de la séquence principale, alors que l'inverse est le cas pour les étoiles compactes et dégénérées comme les naines blanches. La gravité de surface peut influencer l'apparence du spectre d'une étoile, une gravité plus élevée provoquant un élargissement des raies d'absorption . ]

Rotation

Le taux de rotation des étoiles peut être déterminé par des mesures spectroscopiques , ou plus précisément en suivant leurs taches d'étoiles . Les jeunes étoiles peuvent tourner à plus de 100 km/s à l'équateur. Par exemple, l'étoile de classe B Achernar a une vitesse équatoriale d'environ 225 km/s ou plus, provoquant un renflement de son équateur vers l'extérieur et lui donnant un diamètre équatorial supérieur de plus de 50 % à celui entre les pôles. Cette vitesse de rotation est juste en dessous de la vitesse critique de 300 km/s, vitesse à laquelle l'étoile se briserait. En revanche, le Soleil tourne une fois tous les 25-35 jours, selon la latitude, avec une vitesse équatoriale de 1 994 km/s. Le champ magnétique et le vent stellaire d'une étoile de la séquence principale ralentissent considérablement sa rotation au fur et à mesure qu'elle évolue sur la séquence principale. ]

Les étoiles dégénérées se sont rétrécies en une masse compacte, entraînant une vitesse de rotation rapide. Cependant, ils ont des taux de rotation relativement faibles par rapport à ce que l'on attendrait de la conservation du moment cinétique : la tendance d'un corps en rotation à compenser une contraction de taille en augmentant sa vitesse de rotation. Une grande partie du moment cinétique de l'étoile est dissipée en raison de la perte de masse par le vent stellaire. Malgré cela, la vitesse de rotation d'un pulsar peut être très rapide. Par exemple, le pulsar au cœur de la nébuleuse du Crabe tourne 30 fois par seconde. La vitesse de rotation du pulsar diminuera progressivement en raison de l'émission de rayonnement.

Température

La température de surface d'une étoile de séquence principale est déterminée par le taux de production d'énergie de son noyau et de son rayon, et est généralement calculée à partir de l' indice de couleur de l'étoile . La température est généralement donnée en termes de température effective , qui est la température d'un corps noir idéalisé qui rayonne son énergie à la même luminosité par surface que l'étoile. La température dans la région centrale d' une étoile est de plusieurs millions de kelvins . ]

La température stellaire déterminera le taux d'ionisation de divers éléments, donnant lieu à 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, sont utilisées pour classer une étoile (voir la classification ci-dessous). ]

Les plus grandes étoiles de la séquence principale peuvent avoir des températures de surface de 50 000 K. Les étoiles plus petites telles que le Soleil ont des températures de surface de quelques milliers de K. Les géantes rouges ont des températures de surface relativement basses d'environ 3 600 K ; mais ils ont aussi une luminosité élevée en raison de leur grande surface extérieure. ]

Radiation

L'énergie produite par les étoiles, le produit de la fusion nucléaire, est rayonnée dans l'espace à la fois sous forme de rayonnement électromagnétique et de rayonnement de particules . Ce dernier, émis par une étoile, se manifeste par le vent stellaire, qui s'écoule des couches externes sous la forme de protons chargés électriquement et de particules alpha et bêta . Bien que presque sans masse, il y a aussi un flux constant de neutrinos émanant du cœur de l'étoile.

La production d'énergie dans le noyau est la raison pour laquelle les étoiles brillent si fort : chaque fois que deux ou plusieurs noyaux atomiques fusionnent pour former un seul noyau atomique d'un nouvel élément plus lourd, des gammaphotons Cette énergie est convertie en d'autres formes d' énergie électromagnétique à basse fréquence , telles que 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 des couches externes de l'étoile, y compris sa photosphère . En plus de la lumière visible, les étoiles émettent également des formes de rayonnement électromagnétique qui sont invisibles à l' œil humain . En fait, le rayonnement électromagnétique stellaire couvre tout le spectre électromagnétique , depuis les plus longues longueurs d' onde des ondes radio en passant par l'infrarouge, la lumière visible et l'ultraviolet , jusqu'aux rayons X et gamma les plus courts . 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 donnent un aperçu de la physique de l'étoile.

En utilisant le spectre stellaire , les astronomes peuvent également 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 trouvée, par exemple en mesurant la parallaxe, alors la luminosité de l'étoile peut être dérivée. La masse, le rayon, la gravité de surface et la période de rotation peuvent être estimés à partir de modèles stellaires. (La masse peut être calculée pour les étoiles dans les systèmes binaires en mesurant leurs vitesses orbitales et leurs distances. La microlentille gravitationnelle a été utilisée pour mesurer la masse individuelle d'une étoile. ) Avec ces paramètres, les astronomes peuvent également estimer l'âge de l'étoile. ]

Luminosité

La luminosité d'une étoile est la quantité de lumière et d'autres formes d' énergie rayonnante rayonnée par unité de temps. Il a des unités de puissance . La luminosité d'une étoile est déterminée par son rayon et sa température de surface. De nombreuses étoiles ne rayonnent pas uniformément sur toute leur surface. Par exemple, l'étoile en rotation rapide Vega a un flux d'énergie (puissance par unité de surface) plus élevé à ses pôles que le long de son équateur. ]

Les taches de surface d'une étoile dont la température et la luminosité sont inférieures à la moyenne sont appelées taches d'étoiles . En règle générale, les étoiles petites et naines , comme notre Soleil, ont des taches essentiellement sans relief avec seulement de minuscules taches. En revanche, les étoiles géantes présentent des taches d'étoiles beaucoup plus grandes et plus visibles et présentent également une forte atténuation des membres stellaires. C'est-à-dire que la luminosité diminue vers le bord du disque stellaire. Les étoiles flamboyantes naines rouges telles que UV Ceti peuvent également posséder des taches caractéristiques proéminentes. ]

Magnitude

La luminosité apparente d'une étoile s'exprime en fonction de sa magnitude apparente . C'est une fonction de la luminosité de l'étoile, de sa distance à la Terre et de l'altération de la lumière de l'étoile lorsqu'elle traverse l'atmosphère terrestre. La magnitude intrinsèque ou absolue est directement liée à la luminosité de l'étoile et correspond à la magnitude apparente d'une étoile si la distance entre la Terre et l'étoile était de 10 parsecs (32,6 années-lumière).

Nombre d'étoiles les plus brillantes par magnitude

grandeur apparente	Nombre  d'étoiles ]
0	4
1	quinze
deux	48
3	171
4	513
5	1 602
6	4 800
sept	14 000

Les échelles de magnitude apparente et absolue sont des unités logarithmiques : une différence de magnitude entière est égale à une variation de luminosité d'environ 2,5 fois (la cinquième racine de 100 ou environ 2,512). Cela signifie qu'une étoile de première magnitude (+1,00) est environ 2,5 fois plus brillante qu'une deuxième étoile de magnitude (+2,00) et environ 100 fois plus brillante qu'une sixième étoile de magnitude (+6,00). Les étoiles les plus faibles visibles à l'œil nu dans des conditions visuelles idéales sont de magnitude +6.

Sur les échelles de magnitude apparente et absolue, plus le nombre de magnitude est bas, plus l'étoile est brillante ; à l'inverse, plus le nombre de magnitude est élevé, plus l'étoile est faible. Les étoiles les plus brillantes, à n'importe quelle échelle, ont des nombres de magnitude négatifs. La variation de luminosité (ΔL ) entre deux étoiles est calculée en soustrayant le nombre de magnitude de l'étoile la plus brillante ( m _b ) du nombre de magnitude de l'étoile la plus faible ( m _f ), en utilisant la différence comme exposant pour le nombre de base 2,512 ; c'est-à-dire:

$\Delta {m}=m_{\mathrm {f} }-m_{\mathrm {b} }$

$2.512^{\Delta {m}}=\Delta {L}$

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 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 Cependant, bien que Canopus soit beaucoup plus lumineux que Sirius, Sirius semble plus brillant que Canopus. En effet, Sirius n'est qu'à 8,6 années-lumière de la Terre, tandis que Canopus est beaucoup plus éloigné, à une distance de 310 années-lumière.

En 2006, l'étoile avec la magnitude absolue connue la plus élevée est LBV 1806-20 , avec une magnitude de -14,2. Cette étoile est au moins 5 000 000 fois plus lumineuse que le Soleil Les étoiles les plus sombres connues en 2017 se trouvent dans l'amas NGC 6397 . Les naines rouges les plus faibles de l'amas étaient de magnitude 26, tandis qu'une naine blanche de magnitude 28 a également été découverte. Ces étoiles faibles sont si faibles que leur lumière serait aussi faible qu'une bougie d'anniversaire sur la Lune vue de la Terre. . ]

Classement

Classement par étoiles selon la classification de Morgan Keenan .

Classification	Couleur	Température (°C)	Exemple
WO	Bleu	100000	loup raie
B	Blanc bleuâtre	25 000	épique
UN	Blanc	11 500	Sirius
F	Blanc jaunâtre	7500	canope
g	Jaune	6000	Soleil
K	orange jaunâtre	4700	Arthur
M	Orange	3000	Antarès
R	orange rougeâtre	2600	CW Léonis
N	Rouge-orange	2000	bételgeuse
oui	Rouge	1400	u Andromède

La première classification stellaire a été faite par Hipparque de Nicée et conservée dans la culture occidentale par Ptolémée , dans un ouvrage appelé l' Almageste . Ce système classait les étoiles selon l'intensité de leur luminosité apparente vue de la Terre . Hipparque a défini une échelle décroissante de magnitudes, où les étoiles les plus brillantes sont de la première magnitude et les plus sombres, presque invisibles à l'œil nu, sont de la sixième magnitude. Bien qu'il ne soit plus utilisé, il a constitué la base de la classification actuelle.

Le système de classification stellaire actuel est né au début du XXe  siècle , lorsque les étoiles étaient classées de A à Q en fonction de la force de la raie de l'hydrogène . On pensait que la résistance de la ligne d'hydrogène était une simple fonction linéaire de la température. Bien que plus compliquée, elle se renforçait avec l'augmentation de la température, culminant à près de 9 000 K, puis diminuant à des températures plus élevées. Lorsque les classifications ont été réorganisées en fonction de la température, cela ressemblait plus au schéma moderne. ]

De plus, les étoiles peuvent être classées par les effets de luminosité trouvés dans leurs raies spectrales, qui correspondent à leur taille spatiale et sont déterminés par leur gravité de surface. Celles-ci vont de 0 ( hypergéantes ) à III ( géantes ), à V (naines de la séquence principale) ; certains auteurs ajoutent également VII (naines blanches). La plupart des étoiles appartiennent à la séquence principale , composée d'étoiles ordinaires qui brûlent de l'hydrogène .

Ceux-ci sont divisés le long d'une bande diagonale étroite lorsqu'ils sont tracés en fonction de leur amplitude absolue et de leur type spectral. ]

Le Soleil est une naine jaune de la séquence principale de type G2V de température intermédiaire et de taille ordinaire.

Il existe une nomenclature supplémentaire, sous la forme de lettres minuscules ajoutées à la fin du type spectral, dans le but d'indiquer les caractéristiques particulières du spectre. Par exemple, un « e » peut indiquer la présence de raies d'émission ; " m " représente des niveaux anormalement élevés de métaux, et " var " peut signifier des variations de type spectral. ]

Les étoiles naines blanches ont leur propre classe qui commence par la lettre D. Il est subdivisé en classes DA , DB , DC , DO , DZ et DQ , selon les types de raies proéminentes trouvées dans le spectre. Ceci est suivi d'une valeur numérique indiquant la température. ]

Classes de luminosité

Classe	La description
0	hypergéants
entre autres	Supergéantes lumineuses
ib	supergéantes
II	géants lumineux
III	géants
IV	sous-géants
v	Nains (Soleil)
VU	Sous-nains
7ème	naines blanches

La classification de Harvard des types spectraux ne détermine pas uniquement les caractéristiques d'une étoile. Des étoiles de même température peuvent avoir des tailles très différentes, ce qui implique des luminosités très différentes . Pour les distinguer, Yerkes a défini des classes de luminosité. Dans ce système de classification, le spectre stellaire est à nouveau examiné et les raies spectrales sensibles à la gravité de l'étoile sont recherchées. De cette façon, il est possible d'estimer sa taille.

Les deux systèmes de classification sont complémentaires.

Environ 10 % de toutes les étoiles sont des naines blanches, 70 % sont des étoiles de type M, 10 % sont des étoiles de type K et 4 % sont des étoiles de type G comme le Soleil. Seulement 1 % des étoiles sont de masse plus élevée et de types A et Les étoiles F. Wolf-Rayet sont extrêmement rares. Les naines brunes , étoiles projetées laissées pour compte en raison de leur faible masse, pourraient être très abondantes mais leur faible luminosité empêche un recensement correct.

Classification gravitationnelle des étoiles

Les étoiles peuvent être classées selon quatre critères gravitationnels établis par l' Union astronomique internationale en 2006. Cette classification stellaire de l'IAU est la plus acceptée et la plus couramment utilisée.

Classification par centre gravitationnel stellaire

Le premier critère est la présence ou l'absence d'un centre gravitationnel stellaire, c'est-à-dire s'ils font partie d'un système stellaire . Les étoiles faisant partie d'un système stellaire (présence d'un centre gravitationnel stellaire) sont appelées étoiles systémiques . Les étoiles qui ne font pas partie d'un système stellaire (pas de centre gravitationnel stellaire) sont appelées étoiles solitaires .

Classement systémique des étoiles par position

Les étoiles systémiques (qui font partie d'un système stellaire) peuvent être de deux types. Les étoiles centrales sont ces étoiles systémiques qui agissent comme centre gravitationnel d'autres étoiles. Cela signifie que d'autres étoiles leur orbitent. Les étoiles systémiques qui orbitent autour d'une étoile centrale sont appelées étoiles satellites .

Classification des étoiles par groupement gravitationnel

Cette classification des étoiles repose sur la distinction de deux types d'étoiles selon qu'elles sont regroupées ou non avec d'autres étoiles par les forces d'attraction gravitationnelle. Cette classification fait référence à deux types d'étoiles (cumulaires et indépendantes) selon qu'elles sont jointes ou non à d'autres étoiles et, de plus, cette union n'est pas due à la présence d'un centre gravitationnel stellaire ; c'est-à-dire qu'aucune étoile ne tourne autour d'une autre et pourtant elles sont gravitationnellement liées.

Les étoiles d' amas sont celles qui forment des amas d'étoiles . Si l'amas est globulaire , les étoiles s'attirent par gravité (les étoiles s'attirent). Si l'amas est ouvert , les étoiles s'attirent par gravitation où le centre gravitationnel est le centre de masse de l'amas (les étoiles orbitent autour d'un centre gravitationnel commun qui les maintient ensemble). Les étoiles indépendantes sont celles qui ne forment pas d'amas d'étoiles avec d'autres étoiles. Cependant, il existe des étoiles indépendantes qui font partie d'un système stellaire parce qu'elles orbitent autour d'étoiles ou sont au centre d'autres étoiles. Ce serait le cas des étoiles systémiquement indépendantes.

Classification des étoiles par système planétaire

Les étoiles qui font partie d'un système planétaire sont appelées étoiles planétaires, système planétaire étant entendu comme l'ensemble de l'étoile centrale ou système stellaire et des différents corps célestes (planètes, astéroïdes, comètes) qui orbitent autour d'elle. Au contraire, les étoiles uniques sont appelées celles qui n'ont pas d'autres corps en orbite autour d'elles.

étoiles variables

L'apparence déséquilibrée de Mira , une étoile variable oscillante.

Les étoiles variables ont des changements périodiques ou aléatoires de luminosité dus à des propriétés intrinsèques ou extrinsèques. Parmi les étoiles intrinsèquement variables, les principaux types peuvent être subdivisés en trois groupes principaux.

Au cours de leur évolution stellaire, certaines étoiles traversent des phases où elles peuvent devenir des variables pulsatoires. Les étoiles variables pulsantes varient en rayon et en luminosité au fil du temps, se dilatant et se contractant avec des périodes allant de quelques minutes à des années, selon la taille de l'étoile. Cette catégorie comprend des étoiles telles que Cepheid et des variables de type Cepheid , et des variables à longue période, telles que Mira . ]

Les variables éruptives sont des étoiles qui connaissent des augmentations soudaines de luminosité dues à des éruptions ou à des événements d'éjection de masse. Ce groupe comprend les protoétoiles , les étoiles Wolf-Rayet et les étoiles flamboyantes , ainsi que les étoiles géantes et supergéantes .

Les étoiles variables cataclysmiques ou explosives sont celles qui subissent un changement radical de leurs propriétés. Ce groupe comprend les novae et les supernovae. Un système stellaire binaire qui comprend une naine blanche à proximité peut produire certains types de ces explosions stellaires spectaculaires, notamment la nova et une supernova de type 1a. L'explosion est créée lorsque la naine blanche accumule l'hydrogène de l'étoile compagne, gagnant de la masse jusqu'à ce que l'hydrogène subisse la fusion. Certaines novae sont également récurrentes, présentant des bouffées périodiques d'amplitude modérée. ]

Les étoiles peuvent également varier en luminosité en raison de facteurs extrinsèques, tels que les binaires à éclipses , ainsi que les étoiles en rotation qui produisent des taches extrêmes. Un exemple notable de binaire à éclipses est Algol , dont la magnitude varie régulièrement de 2,3 à 3,5 sur une période de 2,87 jours.

Structure stellaire

Structures internes des étoiles de la séquence principale , zones de convection avec cycles de flèches et zones radioactives avec éclats rouges. A gauche une naine rouge de faible masse , au centre une naine jaune de taille moyenne , et à droite une étoile massive bleu-blanc de la séquence principale .

L'intérieur d'une étoile stable est dans un état d' équilibre hydrostatique : les forces sur tout petit volume s'équilibrent presque exactement. Les forces équilibrées sont la force gravitationnelle vers l'intérieur et une force vers l'extérieur due au gradient de pression à l'intérieur de l'étoile. Le gradient de pression est établi par le gradient de température du plasma ; la partie extérieure de l'étoile est plus froide que le noyau. La température dans le cœur d'une étoile de la séquence principale ou d'une étoile géante est au moins de l'ordre de 10 ⁷  K. La température et la pression résultantes dans le cœur brûlant de l'hydrogène d'une étoile de la séquence principale sont suffisantes pour que l'hydrogène se produise . suffisamment d'énergie à produire pour empêcher un nouvel effondrement de l'étoile. ]

Lorsque les noyaux atomiques fusionnent dans le noyau, ils dégagent de l'énergie sous forme de rayons gamma . Ces photons interagissent avec le plasma environnant, ajoutant à l'énergie thermique dans le cœur. Les étoiles de la séquence principale convertissent l'hydrogène en hélium, créant une proportion lente mais constante d'hélium dans le noyau. Finalement, la teneur en hélium devient prédominante et la production d'énergie dans le cœur cesse. Au lieu de cela, pour les étoiles de plus de 0,4  _M☉ , la fusion se produit dans une coquille en expansion lente autour du noyau d'hélium dégénéré . ]

En plus de l'équilibre hydrostatique, l'intérieur d'une étoile stable maintiendra également un bilan énergétique d'équilibre thermique . Il y a un gradient de température radial à travers l'intérieur qui donne lieu à un flux d'énergie s'écoulant vers l'extérieur. La sortie d'énergie quittant n'importe quelle coquille à l'intérieur de l'étoile correspondra exactement à l'afflux d'en bas.

La zone de rayonnement est la région de l'intérieur stellaire où le flux d'énergie vers l'extérieur dépend du transfert de chaleur rayonnante, car le transfert de chaleur conjonctif est inefficace dans cette zone. Dans cette région, le plasma ne sera pas perturbé et tout mouvement de masse s'éteindra. Cependant, si ce n'est pas le cas, alors le plasma devient instable et une convection se produit, formant une zone convective . Cela peut se produire, par exemple, dans des régions où se produisent des flux d'énergie très élevés, comme près du cœur, ou dans des zones à forte opacité (rendant le transfert de chaleur radiatif inefficace) comme dans l'enveloppe externe. ]

L'apparition de convection dans l'enveloppe extérieure d'une étoile de la séquence principale dépend de la masse de l'étoile. Les étoiles de plusieurs fois la masse du Soleil ont une zone de convection profonde à l'intérieur et une zone radiative dans les couches externes. Les étoiles naines rouges inférieures à 0,4 M _☉ sont convectives partout, ce qui empêche l'accumulation d'un noyau d'hélium. Pour la plupart des étoiles, les zones convectives varient également avec le temps, car l'âge et la constitution des étoiles changent. ]

Coupe transversale du Soleil

La photosphère est la partie d'une étoile visible par un observateur. C'est la couche dans laquelle le plasma de l'étoile devient transparent aux photons de lumière. De là, l'énergie générée dans le noyau est libérée pour se propager dans l'espace. C'est au sein de la photosphère que les taches solaires , régions de température inférieure à la moyenne, apparaissent.

Au-dessus du niveau de la photosphère se trouve l' atmosphère stellaire . Dans une étoile de séquence principale comme le Soleil, le niveau le plus bas de l'atmosphère, juste au-dessus de la photosphère, est la région mince de la chromosphère , où les spicules apparaissent et aussi où les éruptions stellaires commencent .

Au-dessus se trouve la région de transition, où la température augmente rapidement sur une distance de seulement 100 kilomètres (62 mi). Au-delà se trouve la couronne , un volume de plasma surchauffé qui peut s'étendre jusqu'à plusieurs millions de kilomètres. Malgré sa température élevée, la couronne émet très peu de lumière, en raison de sa faible densité de gaz. Normalement, la région coronale du Soleil n'est visible que pendant une éclipse solaire .

De la couronne, un vent stellaire de particules de plasma se dilate vers l'extérieur de l'étoile, jusqu'à ce qu'il interagisse avec le milieu interstellaire . Pour le Soleil, l'influence de son vent solaire s'étend à travers une région en forme de bulle appelée l' héliosphère . ]

de fusion

Vue d'ensemble de la chaîne proton-proton

Le cycle carbone-azote-oxygène

Diverses réactions de fusion nucléaire ont lieu dans le cœur des étoiles, en fonction de leur masse et de leur composition. Lorsque les noyaux sont fusionnés, la masse du produit fusionné est inférieure à la masse des pièces d'origine. Cette masse perdue est convertie en énergie électromagnétique, selon la relation d'équivalence entre masse et énergie E  =  mc ² . ]

Le processus de fusion de l'hydrogène est sensible à la température, de sorte qu'une augmentation modérée de la température à cœur entraînera une augmentation significative du taux de fusion. En conséquence, la température centrale des étoiles de la séquence principale ne varie que de 4 millions de kelvins pour une petite étoile de classe M à 40 millions de kelvins pour une étoile massive de classe O. ]

Au cœur du Soleil, avec un noyau de 10 millions de kelvins, l'hydrogène fusionne pour former de l'hélium via la chaîne proton-proton : ]

4 ¹H → 2 ²H + 2 e ⁺ + 2 ν _e (4,0 M eV + 1,0 MeV)

2 e ⁺ + 2 e ⁻ → 2 γ (2 x 1,0 MeV)

2¹H + 2²H → 2³He + 2γ ( 5,5 MeV )

2³He → 4He ⁺ 2¹H (12,9 MeV)

Ces réactions sont réduites dans la réaction globale :

4¹H → 4He ⁺ 2e ⁺ + 2γ + 2νe ₍ 26,7 MeV)

Où e+ est un positon , γ est un photon gamma, νe est un neutrino et H et He sont respectivement des isotopes de l'hydrogène et de l'hélium. L'énergie libérée par cette réaction est en millions d' électronvolts , ce qui n'est en réalité qu'une petite quantité d'énergie. Cependant, un nombre énorme de ces réactions se produisent constamment, produisant toute l'énergie nécessaire pour maintenir la production de rayonnement de l'étoile. Par comparaison, la combustion de deux molécules d'hydrogène gazeux avec une molécule d'oxygène gazeux ne libère que 5,7 eV.

Masse stellaire minimale requise pour la fusion

Élément	masses solaires
Hydrogène	0,01
Hélium	0,4
Carbone	5 ]
Néon	8

Dans les étoiles plus massives, l'hélium est produit dans un cycle de réactions catalysées par le carbone , le cycle CNO ou cycle de Bethe. ]

Dans les étoiles dont les cœurs sont à 100 millions de K et dont les masses vont de 0,5 à 10  M _☉ , l'hélium issu des premières réactions peut être transformé en carbone par le processus triple-alpha :

⁴ He + ⁴ He + 92 keV → ^8* Be

⁴ He + ^8* Be + 67 keV → ^12* C

^{12 *} C → 12C + γ + 7,4 MeV

La réaction globale est :

3 ⁴ He → ¹² C + γ + 7,2 MeV

Dans les étoiles massives, les éléments les plus lourds brûlent et oxygènent . La phase finale du processus de nucléosynthèse stellaire est le processus de combustion du silicium qui aboutit à la production de fer-56 isotopique stable, un processus endothermique consommateur d'énergie, de sorte que de l'énergie supplémentaire ne peut être produite que par effondrement gravitationnel. ]

L'exemple ci-dessous montre le temps nécessaire à une étoile de 20  M _☉ pour épuiser tout son combustible nucléaire. En tant qu'étoile de la séquence principale de classe O, ce serait 8 fois le rayon solaire et 62 000 fois la luminosité du Soleil. ]

matériau combustible	Température (millions de kelvins)	Densité (kg/cm³)	Durée de combustion (τ en années)
H	37	0,0045	8,1 millions
j'ai	188	0,97	1.2 million
C	870	170	976
ne	1 570	3 100	0,6
SOIT	1980	5 550	1.25
Oui oui	3 340	33 400	0.0315 ]

Voir aussi

• Portail :Astronomie . Contenu lié à l'astronomie .
• Annexe : étoiles
• Addendum : les plus grandes stars connues
• temps sidéral
• Clochette (Comptines)

Bibliographie

• Davies, Paul: L'Univers Runaway . Éditeurs Salvat, 1993. ISBN 84-345-8895-1 .
• Ekrutt, Joachim : Étoiles et Planètes . Everest Pub, 1996 ISBN 84-241-2746-3 .
• Murdin, Pavy et Lesley : Supernovae . Promoteur général des études, 1989 ISBN 84-86505-22-4 .
• WIDMANN, Walter et SCHÜTTE, Karl. Guide des étoiles . Barcelone : Éditions Omega, 05/1989. ISBN 84-282-0843-3 et ISBN 978-84-282-0843-7 .
• HERRMANN, Joachim. étoiles . Deuxième édition. Collection "Guides Nature Blume". Barcelone : Naturalart, 04/1990. ISBN 84-87535-13-5 et ISBN 978-84-87535-13-0 .
• NARLIKAR, Jayant . La structure de l'univers . Madrid, Alliance universitaire, 1987. ISBN 84-206-2485-3 .

En anglais

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• Gribbin, John ; Gribbin, Mary (2001). Stardust : Supernovae et la vie - La connexion cosmique . Presse universitaire de Yale . ISBN 0-300-09097-8 .  
• Hawking, Stephen (1988). Une brève histoire du temps . Livres Bantam. ISBN  0-553-17521-1 . 

En allemand

• Langer, N. : Leben und Sterben der Sterne . Munich, 1995 ISBN 3-406-39720-4 .
• Scheffler, H. et Elsässer, Hans : Physik der Sterne und der Sonne ISBN 3-411-14172-7 .
• Voigt, HH: Abriß der Astronomie ISBN 3-411-03148-4 .

Liens externes

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• Wikiquote héberge des phrases célèbres par ou sur les étoiles .
• Le Wiktionnaire contient des définitions et d'autres informations sur l'étoile .

• Le dictionnaire de l'Académie royale espagnole a une définition pour star .
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