Les étoiles

Définition

Une étoile est un objet céleste approximativement sphérique dont la structure est modelée par la gravité. Lors de sa formation, une étoile est essentiellement composée d'hydrogène et d'hélium. Durant la majeure partie de son existence, son coeur est le siège de réactions de fusion nucléaire, dont une partie de l'énergie est rayonnée sous forme de lumière visible ; la matière qui la compose s'en trouve presque complètement ionisée du fait de la température élevée qui règne en son sein.

Le Soleil est l'étoile la plus proche de la Terre, l'énergie qu'il rayonne y permet le développement de la vie. Il apparaît bien plus lumineux que toutes les autres étoiles en raison de sa proximité : la seconde étoile la plus proche de la Terre, Proxima du Centaure, est 250 000 fois plus éloignée. Sauf cas exceptionnel, les autres étoiles ne sont visibles que la nuit, sous la forme de points lumineux, lorsque leur éclat n'est pas noyé par celui du Soleil.

Les étoiles sont regroupées au sein de galaxies. Une galaxie typique, comme la nôtre, la Voie lactée, contient plusieurs centaines de milliards d'étoiles. Au sein des galaxies, les étoiles peuvent être liées dans des systèmes multiples (quelques étoiles) ou des amas (plusieurs dizaines à quelques centaines de milliers d'étoiles). La sphère céleste fait également apparaitre des groupements d'étoiles appelés constellations ; il s'agit en fait d'une illusion due à l'effet de projection, les étoiles les composant étant généralement situées à des distances de la Terre très différentes.

Amas des Pléiades

Amas d'étoiles des Pléiades


Une étoile possède une masse comprise entre 0,07 et environ 150 fois celle du Soleil (elle-même égale à 300 000 fois celle de la Terre, soit environ 2*1030 kg). Les astres de masse plus faible ne permettent pas l'amorçage des réactions de fusion nucléaire de l'hydrogène, alors que les étoiles de masse plus élevée sont sujettes à des instabilités entraînant une perte de masse. La durée de vie d'une étoile est essentiellement déterminée par la vitesse à laquelle se produisent les réactions nucléaires : plus la masse de l'étoile est élevée, plus les réactions nucléaires sont rapides et la durée de vie de l'étoile brève. Les étoiles les plus massives ont une durée de vie de quelques millions d'années seulement, les moins massives de plus de mille milliards d'années. Une étoile comme le Soleil a une durée de vie de l'ordre de 10 milliards d'années.

La formation d'étoiles est due à l'effondrement d'un nuage de gaz et à sa fragmentation possible en plusieurs proto-étoiles, lesquelles s'échauffent à mesure qu'elles se contractent. Sa température peut alors atteindre une valeur telle que le coeur "s'allume" : l'hydrogène fusionne en hélium, fournissant l'énergie qui arrête l'effondrement. L'étoile entre alors dans la séquence principale oû elle passe la majeure partie de sa vie. L'énergie produite par cette conversion est progressivement évacuée par l'étoile à la fois par convection et par radiation et s'échappe finalement de la surface de l'étoile sous forme de rayonnement, de vents stellaires et de neutrinos. Son évolution ultérieure dépend essentiellement de sa masse. Plus celle-ci est élevée, plus l'étoile est en mesure d'amorcer des réactions de fusion avec des éléments chimiques de plus en plus lourds. Elle peut ainsi synthétiser du carbone, puis de l'oxygène, du néon, etc. La quasi-totalité des éléments plus lourds que l'hélium est produite dans les étoiles (on parle de nucléosynthèse stellaire) dans les derniers stades de leur évolution. Si une étoile est suffisamment massive pour synthétiser du fer, alors elle est vouée à connaître une fin paroxystique sous forme de supernova : son coeur implose et ses couches externes sont disloquées par le processus. Le résidu laissé par l'implosion du coeur est un objet extrêmement compact, qui peut être soit une étoile à neutrons, éventuellement détectable sous la forme d'un pulsar, soit un trou noir. Les étoiles moins massives connaissent une fin de vie moins violente : elles perdent peu à peu la majeure partie de leur masse, qui forme par la suite une nébuleuse planétaire, et voient leur coeur se contracter lentement pour former une naine blanche.

Types d'étoiles

Les astronomes classent les étoiles en utilisant la température effective et la luminosité. Cette classification à deux paramètres permet de définir des types spectraux (luminosité) variant de VI à I, les naines étant classées V. Le Soleil est de classe V. Parmi ces classes on distingue différentes catégories liées à la température de surface. Si la plupart des étoiles se placent facilement dans l'une ou l'autre de ces catégories, il faut garder en tête qu'il ne s'agit que de phases temporaires. Au cours de son existence, une étoile change de forme et de couleur, et peut passer d'une catégorie à une autre.

Phénomènes liés aux étoiles

Chaque année une centaine d'étoiles deviennent perceptibles dans le ciel, parfois en des endroits où il ne semblait y avoir auparavant qu'une banale étoile, semblable à ses congénères. Ceci peut être dû à différents phénomènes que sont les novae, supernovae et hypernovae.