Dossier: L'Astronomie

L'astronomie s'intéresse à une réalité qui nous touche de toutes part. Si le monde des étoiles est un monde d'émotions et de rêves, il est aussi un lieu de recherches scientifiques

C'est une des rares sciences où les amateurs peuvent encore jouer un rôle actif. Elle est en effet pratiquée à titre de loisir auprès d'un large public d'astronomes amateurs : les plus passionnés et expérimentés d'entre eux participent à la découverte d'astéroïdes et de comètes. C'est à ce sujet un loisir particulièrement populaire en France, comme en témoigne la Nuit des étoiles.

Cette image est une des premières images réalisée avec le télescope de 82cm de l'observatoire de l'association ADAGIO

Au lieu de citer mes sources tout le temps, je vais vous les énumérer pour une partie ici:

-Ciel et Espace

-Webastro

-Astronomik

-Site de la NASA pour certaines photos

-Wikipédia évidemment.

-Futura-science

-L'Astronomie

-AstroSurf

-Ciel des Hommes... et bien d'autres sites tellement nombreux, mais les principaux sont là. Et aussi des livres.

Je vais commencer par quelques définitions de base:

Qu'est-ce que l'UA ?

L'unité astronomique (symbole ua) est la longueur moyenne du demi-grand axe de l'orbite terrestre. Elle sert d'unité de distance dans le système solaire ou dans des systèmes planètaires. C'est une unité en dehors du système international (SI) en usage avec lui mais dont la valeur est obtenue expérimentalement.

En fait, ça correspond à 150 millions de kilomètres. J'espère que vous comprenez maintenant.

Une année lumière vaut approximativement 63 241 ua.

La Magnitude

Mesure de la brillance d'un astre, de son éclat. C'est une échelle de valeur qui présente la particularité d'être inversée : Moins le chiffre de magnitude est élevé, plus l'astre considéré est brillant. Pour des étoiles très lumineuses, ou des planètes, il existe même des magnitudes négatives. Ainsi l'étoile Sirius, de la constellation du grand chien, présente-t-elle une magnitude de ¿1,46, alors que c'est la plus brillante étoile du ciel nocturne. Mais il y a encore plus fort : le Soleil bien sûr, qui est aussi un astre. Vu depuis la Terre, il a une magnitude de ¿ 27.

La plupart des étoiles visibles à l'¿il nu ont cependant une magnitude comprise entre 0 et 3,5. Au-delà de 6, même dans un ciel très pur, il faut des instruments optiques. Cependant une simple paire de jumelles grossissant 8 fois vous donne déjà accès à la magnitude 9.

A quoi correspond une année-lumière ?

Une année-lumière est une mesure de distance (comme le kilomètre) qui vaut 9 500 milliards de kilomètres.

Par définition, il s'agit de la distance parcourue par un photon durant une année. Or, comme cette particule de lumière file à l'incroyable vitesse de 300 000 kilomètres à la seconde, l'année-lumière correspond à 9 460 530 000 000 kilomètres (9 billions, 460 milliards et 530 millions de kilomètres).

C'est là une distance considérable puisqu'une année-lumière est cinq cents fois plus grande que la taille de notre Système solaire!

Pour tenter de concevoir à quoi correspond une telle distance, imaginons-nous parcourant l'Espace à bord d'un avion gros-porteur (un Boeing 747 ou un Airbus A300) filant à la vitesse normale de 600 km/h.

é cette vitesse, il nous faudrait un mois pour atteindre la Lune, située à 385 000 km de nous. Or, un photon ne met qu'une seconde et quart pour franchir cette distance. (On dit que la Lune se trouve à 1,25 seconde-lumière de nous.)

Par ailleurs, nous nous trouvons à 150 millions de kilomètres du Soleil. é bord de notre avion, il nous faudrait vingt-huit ans pour parcourir cette distance. Or, la lumière provenant du Soleil ne met que huit minutes et demie à nous parvenir. (Le Soleil se trouve à 8,5 minutes-lumière de nous.)

De même, nous atteindrions Pluton ¿ la plus lointaine planète du Système solaire (à 6 milliards de kilomètres) ¿ en 7000 ans alors qu'un photon n'en met que cinq heures et demie!

En fait, parcourir la distance d'une année-lumière en avion prendrait près de 2 millions d'années.

étonnamment, cette prodigieuse unité de mesure n'est pas si considérable lorsqu'on songe que, dans l¿Univers, les distances se calculent souvent en millions et en milliards d'années-lumière.

Le Parsec

La définition du parsec se définit à partir de trigonométrie. Le terme parsec signifie paralaxe seconde. C'est la distance à laquelle on verrait l'a distance Terre-Soleil sous un angle d'une seconde d'arc. Vous savez que les objets paraissent de plus en plus petit quand il s'éloigne. L'angle sous lequel vous les voyez diminue. Dans le cas qui nous intéresse, il s'agit d'un angle très petit. Comme la taille de l'objet est connue, vous pouvez ainsi définir une distance.

Pour mieux visualiser, dessinez un triangle rectangle dont un des coté de l'angle droit est très petit. Sur le sommet opposé au petit coté, vous placez une étoile, sur l'angle droit le Soleil et sur le dernier angle la Terre. Le petit coté est connu et vaut 149,6 millions de kilomètres (distance Terre-Soleil). L'angle opposé vaut 1 sec d'arc, c-à-d 1/60 min d'arc ou 1/3600 degré. Le parsec est alors définit par la longueur du second coté de l'angle droit du triangle qui joind le Soleil à l'étoile.

Un petit calcul trigonométrique donne :

1 parsec = 149,6 10^6 / tan(1sec) = 30,8 mille milliards de kilomètres ~ 3,25 années lumières.

Si vous n'avez pas encore fait de trigonométrie, passez le calcul.

tangente(1°)=[1 U.A] / [1 pc]

1"= 1 degré

1 UA = distance Terre - Soleil

1 pc c'est ce qu'on cherche.

vous voulez donner des cours en astronomie ou bien vous avez d'autre intention?

Pas du tout, c'est juste informatif, c'est tout. Je ne saurais pas donner de cours.

S'il y a des passionné comme moi, on va pouvoir discuter sur le sujet.

C' est passionnant, je n' ai pas la prétention de m' y connaître donc je vais suivre le sujet d' un oeuil intéressé.

M' enfin dans ma tendre enfance, j' étais à fond dans Isaac Asimov, ses ouvrages géniaux avec des photos de l' espace ... rooo ça me donne envie de faire un ptit tour sur l' ISS xD

Mon dossier est un mélange de plusieurs sites pour la simple et bonne raison que même si j'ai des connaissance dans le domaine, je ne peut pas prétendre être un puit de science et des scientifiques bien plus chevronné que moi expliqueront certains phénomènes bien mieux que moi.

Voici comment fonctionne mon système pour ce dossier:

Je fais appelle à mes connaissance personelle, puis à des livres en ma possession et des article sur le web, ensuite j'essaye de pondre un article qui puisse être compréhensible même à des personne n'ayant aucune connaisance en physique ou en chimie.

Voilà, en esperant sincerement que cela vous plaira.

Merci et bon article !!

ETOILE

é l'exception du Soleil, les étoiles, du fait de leur éloignement, apparaissent à l'¿il nu sous la forme de points brillant (généralement scintillant du fait de la turbulence atmosphérique), sans mouvement apparent immédiat par rapport aux autres objets fixes du ciel.

Astronomiquement parlant, une étoile est un astre semblable au Soleil qui rayonne de l'énergie en raison des réactions nucléaires se produisant en son sein. Sa masse est de l'ordre de quelques 10^30 kilogrammes, et son rayon de l'ordre du million de kilomètres. La puissance rayonnée par une étoile comme le Soleil est de l'ordre de 10^26 watts.

Si le nombre d'étoiles observables la nuit à l'¿il nu et par temps clair varie entre une centaine et plusieurs milliers selon les conditions d'observation, le nombre d'étoiles dans l'univers est estimé entre 10^22 et 10^23. é part le Soleil, Sirius (dans d'excellentes conditions d'observation) et quelques supernovae, les étoiles sont trop peu brillantes pour être observables en plein jour.

Les Pléiades sont un amas ouvert d'étoiles jeunes située dans la constellation du Taureau.

Une étoile est caractérisée par différentes grandeurs :

Masse

Les étoiles ont une masse comprise entre environ 0,08 et 120 fois la masse du Soleil. Cette grandeur détermine la vie de l'étoile aussi bien en durée que dans ses phases évoluées et finales. Une étoile très massive sera très lumineuse mais sa durée de vie sera très réduite. En deçà de la masse minimale, l'échauffement générée par la contraction est insuffisant pour démarrer le cycle de réactions nucléaires (voir Naines brunes) ; au-delà de la masse maximale, la force de gravité est insuffisante pour retenir toute la matière de l'étoile une fois les réactions nucléaires entamées.

Diamètre

Comparativement à notre planète (environ 13 000 km de diamètre), les étoiles sont gigantesques : le Soleil a un diamètre d'environ un million et demi de kilomètres et certaines étoiles (comme Antarès ou Bételgeuse) ont un diamètre 700, voire 800 fois supérieur à ce dernier !

Le diamètre d'une étoile n'est pas constant dans le temps : il varie en fonction de son stade d'évolution.

Métallicité

La métallicité est la quantité (mesurée en nombre, ou généralement par masse) des éléments plus lourds que l'hélium* présents dans l'étoile (ou plutôt sa surface). Le Soleil possède une métallicité (notée Z) de 0.02, ce qui signifie que 2% de la masse du Soleil est composée d'éléments qui ne sont pas de l'hydrogène ni de l'hélium. Pour le Soleil, ce sont principalement du carbone, de l'oxygène, de l'azote et bien sûr du fer. Bien que cela semble faible, ces deux pourcents sont pourtant très importants pour évaluer l'opacité de l'atmosphère de l'étoile. Cette opacité est directement liée à la capacité de l'étoile à produire un vent stellaire (voir le cas extrême des étoiles Wolf-Rayet).

Température et couleur

La plupart des étoiles paraissent blanches à l'¿il nu. Mais si nous regardons attentivement, nous pouvons noter une plage de couleurs : bleu, blanc, rouge et même doré. Ce qui fait que les étoiles montrent différentes couleurs resta longtemps un mystère jusqu'il y a deux siècles, quand les physiciens eurent suffisamment de compréhension de la nature de la lumière et des propriétés de la matière aux très hautes températures.

La couleur permet de classifier les étoiles suivant leur type spectral (qui est en rapport avec la température de l'étoile). Les types spectraux vont du plus violet au plus rouge, c'est-à-dire du plus chaud vers le plus froid (cette partie fera l¿objet d¿un article plus tard car trop long à expliquer).

Trés bon article, merci à toi.

En revanche, tu ne m'en voudras pas, j'espère de ne pas le laisser dans le forum "People".

Wild

Vitesse de rotation

Les étoiles sont animées d'un mouvement de rotation qui est un résidu provenant de leur formation à partir de l'effondrement du nuage de gaz protohistoire (avant la formation de l¿étoile: sera expliquer dans la partie « la naissance des étoile »). La vitesse de rotation dépend de leur âge : la rotation ralentit au cours du temps, sous les effets conjugués du vent stellaire et du champ magnétique. Cette vitesse dépend également de leur masse et de leur statut d'étoile simple, binaire ou multiple. Une étoile n'étant pas un corps solide (c'est-à-dire rigide), elle est animée d'une rotation différentielle : la vitesse de rotation dépend de la latitude.

Champ magnétique

Comme le Soleil, la plupart des étoiles sont dotées de champs magnétiques très intenses dont dépend l'activité de l'étoile, c'est-à-dire la quantité de rayonnement et de particules émis par l'astre, appelé vent stellaire (pour le Soleil, on parle de vent solaire). Pour le Soleil, l'activité peut se mesurer par le nombre et la dimension de taches présentes sur sa surface, qui trahissent les variations locales d'intensité du champ magnétique.

Toi qui t' y connaît bien sur le sujet, crois tu que l' univers est fini ou infini ? que pense tu de ce débat ?

gaaa le vent stéllaire il vient d' ou x_x ça marche comme sur notre petite terre avec le réactions masse d' air chaud / masse d' air froid ou c' est du à une réaction différente ?

Juste un petit instant, je vais te répondre

Structure d'une étoile

Bien qu'inaccessible, il est possible de construire une image de l'intérieur d'une étoile, à partir des différentes grandeurs mesurées (l'astérosismologie permet littéralement de sonder les étoiles, par exemple), et de simulations issues de différents modèles.

Une étoile est structurée en différentes régions concentriques, décrites ci-après à partir du centre.

Le c¿ur

C'est la partie centrale de l'étoile, celle dans laquelle se déroulent les réactions thermonucléaires qui fournissent l'énergie nécessaire à la stabilité de l'étoile. Le c¿ur est la zone la plus chaude, qui, dans le cas du Soleil, atteint la température de 15,7 millions de kelvins. Dans ces conditions extrêmes, les protons atteignent des vitesses leur permettant de vaincre leur répulsion électrique (2 protons ont tous deux une charge positive donc se repoussent) et de fusionner, à l'aide de l'effet tunnel. Des noyaux d'hydrogène (des protons) fusionnent par groupe de 4 pour donner un noyau d'hélium (composé de 2 protons et 2 de neutrons). Il se produit alors un dégagement d'énergie selon les réactions suivantes (chaîne proton-proton) :

2 (1H + 1H → 2D + e- + νe) (4,0 MeV + 1,0 MeV)

2 (1H + 2D → 3He + γ) (5,5 MeV)

3He + 3He → 4He + 1H + 1H (12,86 MeV)

Une partie de l'énergie dégagée sous forme de photons commence alors un long voyage vers l'extérieur, car un plasma est opaque, la lumière y voyage très difficilement. On estime qu'un photon met plusieurs millions d'années avant d'atteindre la surface de l'étoile par transfert de rayonnement puis par convection vers la surface.

La zone radiative

L'énergie libérée par les réactions de fusions nucléaires au c¿ur de l'étoile se transmet aux couches externes par rayonnement. Dans les étoiles peu massives et évoluant sur la séquence principale, cette zone radiative est surmontée d'une zone convective. Dans le Soleil, le rayonnement produit dans la partie centrale met près d'un million d'années à traverser la zone radiative.

La zone convective

Au contraire de la zone précédente, l'énergie se transmet par des mouvements macroscopiques de matière : chauffée à la base de la couche convective, la matière s'élève sous l'effet de la poussée d'Archimède, réchauffe la matière alentour (vers la surface), se refroidit et plonge vers la base de la zone convective pour un nouveau cycle. C'est le principe de la convection. Cette zone convective est plus ou moins grande : pour une étoile sur la séquence principale, elle dépend de la masse et de la composition chimique ; pour une géante, elle est très développée et occupe un pourcentage important du volume de l'étoile ; pour une supergéante, cette zone peut atteindre les trois quarts du volume de l'étoile, comme pour Bételgeuse.

La photosphère

La photosphère est la partie externe de l'étoile qui produit la lumière visible. Elle est plus ou moins étendue, de quelques centaines de kilomètres pour les étoiles naines (inférieur à 1 pourcent du rayon) à quelques dizaines de pourcents du rayon de l'étoile pour les plus géantes. La lumière qui y est produite contient toutes les informations sur la température, la gravité de surface et la composition chimique de l'étoile. Pour le Soleil, la photosphère a une épaisseur d'environ 400 kilomètres.

La couronne

La couronne est la zone externe, ténue et extrêmement chaude du Soleil. On peut l'observer lors des éclipses de Soleil. C'est grâce à l'étude de la couronne au XIXe siècle que l'astronome Jules Janssen a découvert l'existence du gaz rare dont le nom fait référence au Soleil (Hélios) : l'hélium. Le fait que la température de la couronne atteigne plusieurs millions de degrés est un problème théorique difficile et non encore complètement résolu. Il est probable que la plupart des étoiles possèdent des couronnes.

merci

j'ai pas tout compris mais c'est interresant quand meme

tu est astronome ou quelque chose comme sa?

Pour Pink:

Les vents stellaires sont des particules de matière explusées dans l'espace par les étoiles. Les étoiles expulsent des électrons, des protons, etc......., voire même parfois des noyaux atomiques (plus lourds). C'est un plasma. Chaque année, ces étoiles libèrent l'équivalent de la masse de la terre sous forme de particules. L'expulsion se fait parfois à des vitesses impressionnantes. Les vents stellaires sont responsables d'une perte progressive de masse des étoiles. Cette perte n'est vraiment importante que dans le cas des étoiles très massives (plus une étoile est massive, moins elle vit longtemps) parce qu'elle affecte les termes de leur évolution.

Une de ces étoiles peut ainsi se retrouver rapidement dépourvue de son enveloppe d'hydrogène. Le vide spatial n'existe pas autour de ces étoiles parce qu'elles baignent dans un nuage de gaz. Le vent stellaire se heurtant au gaz forme une bulle.

On parle de vent solaire quand il s'agit du soleil

tu est astronome ou quelque chose comme sa?

Pas du tout, mais je suis passionné depuis pas mal d'année.

merci

j'ai pas tout compris mais c'est interresant quand meme

Je fais pourtant en sorte que se le soit.

Si je ne m'abuse, une eclipse de lune, visible depuis la France aura lieu Samedi.

LA NAISSANCE

Voici une naissance en directe sous forme de photo avec un petit texte en dessous à partir du site "Ciel et espace":

Dans de nombreux endroits du ciel, les télescopes nous révèlent des spectacles de toute beauté. Contrairement à l'apparence qu'on en a à l'¿il nu, l'espace entre les étoiles est rarement vide. D'énormes masses de gaz et de poussières abondent dans certaines régions. Elles nous sont révélées grâce à la lumière émise par les étoiles environnantes. Les dimensions gigantesques de ces nuages donnent l'impression qu'ils sont figés, immobiles dans l'espace. De nombreuses analyses montrent que ce n'est qu'une apparence. Sous l'effet de leur masse ils tendent à se fragmenter et à former des régions de plus en plus denses qui s'effondrent sur elles-mêmes. Nous sommes là dans des régions de naissance d'étoiles !

La vie en rose¿ Cette couleur est celle de la matière primordiale, l'hydrogène, telle qu'elle est sortie de la fournaise du big-bang, il y a quinze milliards d'années. Sous l'effet de la gravitation, elle est en train, sous nos yeux, de se recroqueviller en grumeaux plus denses, un peu comme l'eau répandue sur une toile cirée se fragmente en gouttelettes. Ici encore, la lumière que nous en recevons témoigne de la présence d'étoiles très chaudes qui, en électrisant le gaz raréfié qui les entoure, lui confèrent cette luminescence d'aurore. Cette région embrasée est le siège d'une intense activité : c'est une autre maternité d'étoiles. L'image suivante est un zoom dans son intimité.

Au c¿ur de la grand nébuleuse d'Orion de jeunes étoiles se sont allumées. Excité par les torrents de lumière ultraviolette qui jaillissent de ces nouveaux phares cosmiques, le gaz émet à son tour de la lumière et la nébuleuse brille comme une sorte de gigantesque lampion. Ce phénomène de thermoluminescence est comparable à celui qui se passe dans un tube à néon. Des centaines d'étoiles en gestation se cachent dans cette matrice gazeuse.

Loin, en haut de cette image, une jeune et turbulente étoile déverse un torrent de lumière, de chaleur et de particules qui soufflent le nuage interstellaire vers le bas. Son trop grand enthousiasme à briller va définitivement disperser la précieuse matrice de gaz¿ mais nous donne à voir ce qu'elle renfermait. Sous la forme de petits ergots, plus denses que le nuage environnant, émergent des germes d'étoiles. Car le processus de fragmentation en grumeaux plus concentrés, se poursuit à des échelles toujours plus petites. Bientôt, là où l'activité des premières nées ne disperse plus la matière cosmique, de tels germes vont s'effondrer en brûlantes boules de gaz dont la chaleur et la lumière équilibreront le poids : des étoiles vont naître.

Voici, nimbées des restes de leur matrice gazeuse, un groupe de nouvelles étoiles, beaucoup plus jeunes que notre Soleil. Elles n'ont que quelques millions d'années ¿ les dinosaures moururent longtemps avant leur naissance. Elles disparaîtront également avant le Soleil : plus massives, plus brillantes et plus chaudes que notre étoile, elles brûlent la chandelle par les deux bouts. Au c¿ur de ces géantes bleues, comme au c¿ur plus modeste du Soleil, règnent des pressions titanesques ¿ un litre de gaz pris au centre du Soleil pèserait plus de 150 kg ¿ des températures de plusieurs dizaines de millions de degrés ; et ces conditions infernales réalisent un nouveau miracle, la transmutation de la matière.

Il serait intérréssant d'avoir de photos du ciel nous montrant les constellations, pour nous aider à les reconnaitre. Du genre la grande ourse cela ressemble à une casserole.

Oui, je finis l'article sur les étoiles et je me charge ensuite des constelations.

clique ici

Pour les cartes du ciel tu vas a : Astronomie loisir , puis clique sur Données pour l'observation du ciel , tu trouvera a gauche : carte du ciel heure par heure.

Merci Ergal. Je suppose que samedi soir tu seras dehors pour observer l'éclipse de lune

LA VIE D'UNE éTOILE

La majorité des astres visibles dans le ciel sont des étoiles. Elles sont souvent groupées en associations et en amas de quelques centaines de milliers d'étoiles, qui se regroupent à leur tour en galaxies. En 1960, Helvétius avait établi une liste de 1500 étoiles, première répertoration de ces astres. En 1862, ce nombre avait littéralement explosé, Argelander ayant répertorié 546847 étoiles. Actuellement, on estime que l'Univers contient des milliards d'étoiles. Vers 1930, les astronomes ont même montré que les étoiles naissent et évoluent, comme nous, même si ces mécanismes d'évolution ne sont pas entièrement élucidés.

Ainsi, on estime que les premières étoiles sont apparues il y a 10 milliards d'années (le Soleil est né il y a 4,5 milliards d'années), la plus jeune étoile connue, découverte en 1993 et appelée VLA1623, étant âgée de seulement 10000 ans !

I) Les principales données caractéristiques des étoiles.

Avant de s'intéresser à la vie et à l'évolution des étoiles, il est utile de connaître quelques grandeurs utilisées pour les caractériser

La première grandeur introduite est l'éclat de l'étoile, noté E. L'éclat représente l'éclairement que produit l'étoile sur Terre. Il se mesure en lux, l'éclairement produit par une bougie neuve à un mètre servant d'étalon à cette unité (éclat de 1 lux). En comparant l'éclat d'une étoile à celui d'une bougie, on peut calculer son éclat, même si elle est lointaine. Cet éclat dépend bien sûr de l'étoile, mais également de la distance à laquelle elle se situe de nous. L'éclat diminuera en effet lorsqu'on s'éloignera de l'étoile, de même qu'une bougie éclaire plus près de sa flamme qu'à quelques mètres.

Les distances entre la Terre et les différentes étoiles étant très différentes d'une étoile à l'autre, les éclats peuvent atteindre des valeurs très grandes ou très petites. Pour comparer la brillance des étoiles, on utilise alors une autre échelle, logarithmique cette fois-ci, en introduisant la magnitude relative d'une étoile, notée m, définie par m = -2,5 log (E) + k, ou k est une constante arbitraire. Traditionnellement, on fixe la magnitude de Véga (dans la constellation de la Lyre) à 0, ce qui détermine k. Dans ce système, on a : m = -2,5 log (E/E0) avec E0 l'éclat de Véga.

Malheureusement, cette magnitude dépend toujours de la distance entre la Terre et l'étoile : une étoile très brillante semblera ainsi aussi lumineuse qu'une autre 100 fois moins brillante mais située 10 fois plus près ! (E est fonction de 1/d²). Cela se voit surtout si on compare l'éclat du Soleil (très grand) à celui d'autres étoiles lointaines. Pour remédier à cela, on a introduit le système des magnitudes absolues (notées M), qui représentent les magnitudes qu'auraient les étoiles si elles étaient situées à une distance de 10 parsecs. Si on connaît m et la distance Terre-étoile, notée d, on calcule M par la formule suivante : M = m + 5(1-log(d)), où d est exprimée en parsecs. Grâce à cela, on peut comparer les différentes étoiles.

On peut également connaître l'activité des étoiles en observant les variations de leur magnitude. Mais on ne peut pas étudier précisément l'étoile : il faut s'intéresser à d'autres critères que l'éclat pour comprendre les mécanismes de formation et d'évolution des étoiles.

II) La classification des étoiles.

Les étoiles sont toutes plus ou moins différentes. Elles diffèrent de part leur taille, leur éclat, et également par le stade de leur évolution. En 1885, des astronomes américains ont fait une découverte qui va permettre la classification es étoiles : les spectres d'émission des étoiles varient en fonction de leur stade de développement (le spectre d'une étoile est la photographie de sa lumière décomposée en raies de couleurs diverses par un passage dans un prisme). On détermine ainsi 7 classes principales, désignées par O, B, A, F, G, K et M, et 3 secondaires, W, C et S, très rares. A l'intérieur de chaque stade, on distingue les étoiles par un indice, variant de 0 à 9, qui symbolise les intensités des raies colorées.

Le spectre du Soleil : les raies A&B sont celles crées par l'oxygène terrestre, les raies C&F par l'hydrogène solaire, les deux raies D par le sodium solaire, les E&G par le fer solaire, et la dernière raie, la H, par du calcium solaire. En fond sont représentées les diverses couleurs de la lumière blanche diffractée à travers un prisme.

Les étoiles de la classe O sont caractérisées par la présence dans leur spectre de raies d'absorption nettes caractéristiques de l'hélium ionisé, de l'oxygène et de l'azote, outres celles de l'hydrogène. Cette classe contient principalement les étoiles extrêmement chaudes (plus de 70000°C à leur surface), très lumineuses et de couleur bleue. On les trouve dans les galaxies en spirale.

La classe B regroupe les étoiles pour lesquelles les raies de l'hélium neutre sont très intenses (intensité maximale pour B4). L'intensité des raies d'hydrogène croit de B0 à B9. Ces étoiles sont également très lumineuses mais beaucoup moins chaudes que celles de classe O (38000°C en surface tout de même). Epsilon Orionis, Bêta Centauris (plus connue sous le nom d'Agena) sont de classe B. Elles sont, comme celles de la classe O, de couleur bleue. On les trouve dans les galaxies en spirale.

La classe A comprend les étoiles dont les spectres sont dominés par les raies d'absorption de l'hydrogène. Ces étoiles ont une température surfacique qui avoisine les 15000°C et sont moins lumineuses que les précédentes. Elles sont de couleur blanche. Sirius (A1), appelée aussi étoile du berger, est l'étoile représentative de cette classe qui comprend aussi Deneb (A2), Altaïr (A7) ou Véga (A0), pour ne citer que les plus connues.

La classe F comprend les étoiles pour lesquelles les raies d'absorption de l'hydrogène sont très marquées, ainsi que les raies caractéristiques de métaux ionisés (notamment de calcium). Ces étoiles sont jaunes et assez chaudes (9000°C en surface). Procyon est une étoile remarquable de la classe F (étoile type F5), de même que Canopus (F0).

La classe G est caractérisée par des spectres d'étoiles ayant des raies du calcium très prononcées à la fois sous forme neutre ou ionisée, ainsi que des raies représentant des métaux lourds (comme le fer). Les raies de l'hydrogène ont une intensité moins forte que précédemment. Ces étoiles sont jaunes et assez chaudes (6500°C). Le Soleil étant de classe G, on dit que les étoiles de cette classe sont de type solaire. Rigil Kentaurus (aussi appelée Alpha du Centaure) est une étoile de type G2, exactement comme le Soleil. On les trouve dans les galaxies spirale.

La classe K regroupe les étoiles dont les spectres présentent des raies intenses pour le calcium et d'autres métaux essentiellement neutres. Ces étoiles sont peu chaudes (5000°C) et de couleur orangée. Arcturus est l'étoile type de cette classe, où l'on trouve aussi Aldébaran. On les trouve dans les galaxies elliptiques.

La classe M, la dernière, comprend les étoiles dont les raies principales sont celles d'oxydes métalliques, notamment d'oxyde de titane. Antarès et Bételgeuse sont représentatives de cette classe. Ces étoiles sont froides (à peine 3000°C en surface) et de couleur orange peu lumineux. On les trouve dans les galaxies elliptiques.

Les trois classes secondaires sont beaucoup plus rares et de fait assez marginales. La classe W, dite de Wolf-Rayet, regroupe des étoiles très chaudes et instables dont le spectre présente de nombreuses raies d'émission. La classe C regroupe les anciennes classes R et N, et contient les étoiles carbonées (c'est-à-dire dont la composition est riche en composés à base de carbone). Enfin, la classe S contient les étoiles dont les spectres présentent des raies caractéristiques d'oxyde de zirconium (corps utilisé pour faire les faux diamants...). Une dernière classe que je n'avait pas mentionné précédemment est la classe Q, qui désigne les étoiles ayant subi une catastrophe (explosion, collision...).

L'intérêt de ce classement est qu'il met en évidence certains groupes d'étoiles, mais surtout une filiation entre les groupes, ce qui est crucial pour aborder la question de l'évolution des étoiles. Les étoiles sont toutes de composition chimique similaire, à savoir 71% d'hydrogène, 27% d'hélium et 1% d'autres éléments divers (azote, carbone, oxygène, métaux), et pourtant elles ont des aspects très différents : une étoile évolue. Cette évolution est étudiée grâce aux spectres : leur observation montre que de nombreuses étoiles ont une évolution qui peut être organisée en une séquence régulière, l'étoile allant de la classe O (étoile jeune, brillante et chaude) à la classe M (étoile ancienne, mate et froide), en passant successivement par les classes B,A,F,G puis K.

Chaque classe dure plus ou moins longtemps, de quelques dizaines de millions d'années pour les premières à plusieurs milliards d'années pour les classes centrales. On estime ainsi que le Soleil, qui est une étoile de classe G, est une étoile qui a atteint la moitié de son existence (on estime son âge à 4,5 milliards d'années). C'est de plus grâce à l'étude complète des spectres que l'on commence à élucider les mécanismes de formation des étoiles.

La relation entre l'évolution de l'étoile et sa classe fut mise en évidence par Hertzprung et Russel. Si on porte le type spectral d'une étoile en abscisse et sa magnitude absolue M en ordonnée (une étoile jeune est très brillante), on obsrve une répartition bien particulière des points : la majorité des points obtenus forme une bande étroite inclinée regroupant les étoiles comprises entre celles de type O (M grand) et celles de type M (M petit). Le diagramme obtenu s'appelle un diagramme HR (pour Hertzprung-Russel).

III) L'évolution d'une étoile

Malgré toutes les théories développées, la naissance et l'évolution des étoiles sont des phénomènes qui ne sont pas encore totalement élucidés. Les analyses spectrales, outils d'études le plus couramment employé, ne fournissent que des indices et non des certitudes. On pense que l'étoile commence son existence comme une grande masse de gaz et de plasma, relativement froide. Si cette masse est assez dense, la pression interne qui s'y exerce peut devenir insuffisante pour compenser les forces d'autogravitation. Le nuage de gaz initial commence alors à se contracter, et, le volume diminuant, la température du gaz augmente, jusqu'à ce qu'elle atteigne près d'un million de degrés celcius (!).

A ce point, la température est telle que des réactions nucléaires se produisent. L'hydrogène présent dans la boule de gaz se transforme en deutérium (ou hydrogène lourd), en perdant un positon et un neutron. Ensuite, un atome de deutérium fusionne avec un atome d'hydrogène pour donner un atome d'hélium 3. Cette réaction s'accompagne d'une perte de masse minime, masse libérée sous forme d'énergie, et bien évidemment de lumière : un nouvelle étoile est née ! Enfin, deux atomes d'hélium 3 fusionnent en un atome d'hélium classique, avec perte de deux atomes d'hydrogène : le mécanisme peut alors recommencer.

Toutes ces réactions s'accompagnent, je l'ai déjà dit, de dégagement d'énergie, et la contraction des gaz s'arrête. Puis, quand toute l'énergie dégagée par ces réactions nucléaires est consommée, la contraction peut reprendre, accompagnée d'une nouvelle hausse de la température. A une certaine température encore beaucoup plus élevée, l'hydrogène peut réagir avec quelques métaux présent dans le volume du gaz, du lithium notamment.

De l'énergie est à nouveau libérée, la contraction s'annule temporairement puis reprend de plus belle quand tous ces métaux sont consommés, et l'étoile entre alors dans la dernière phase de son évolution. Le carbone et l'azote catalysent de nouvelles réactions nucléaires, notamment celle où l'hydrogène est transformé en hélium. L'étoile enfle énormément car ces réactions libèrent énormément d'énergie : l'étoile devient une "géante rouge". Quand tout l'hydrogène est consommé, l'étoile est à l'apogée de sa vie et à atteint son volume maximal. Elle se dirigera alors progressivement vers une mort lente mais inévitable.

Une étoile au début de sa formation : les forces d'autograviation, en noir, sont compensées par les forces de pression interne.

Le déclin : géantes rouges et naines blanches

Lorsqu'une étoile a brûlé entre 10% et 20% de son hydrogène, le coeur de celle-ci va se trouver à court de carburant.

A ce moment là, l'étoile entre dans la fin de sa vie.

Un tableau synthétique de l'évolution finale des étoiles selon leur masse est disponible dans le lexique final.

Autour du coeur lui-même, une coquille d'hydrogène va se contracter, et voir ainsi sa température augmenter, ce qui va permettre de déclencher de nouvelles réactions de fusion.

La réaction de fusion nucléaire qui va alors avoir lieu dans cette coquille est assez rapide, et l'onde de pression qui va en résulter va avoir pour effet de faire gonfler les couches périphériques de l'étoile.

Ce phénomène est appelé "shell burning" en anglais.

Pendant ce temps, le coeur va continuer à se contracter sous l'effet de la gravitation et transférer son énergie à la surface de l'étoile qui va amplifier son gonflement tout en se refroidissant. Le diamètre de l'étoile peut être multiplié par un facteur 200, tandis que la baisse de température va se traduire par un décalage du rayonnement vers le rouge : l'étoile devient ce que l'on appelle une géante rouge.

Comparaison entre le Soleil tel qu'il est maintenant, et en géante rouge d'ici 5 milliards d'années. La vie sur Terre sera alors impossible.

Une photographie de Bételgeuse, une géante rouge de la constellation d'Orion.

C'est une des rares étoiles dont on soit capable de voir la surface, en dehors du Soleil, bien entendu.

L'échelle de comparaison en dessous montre bien la taille gigantesque de cette étoile.

Le coeur en continuant à s'effondrer voit sa température croître. Si celle-ci devient suffisamment élevée, c'est à dire au-delà de 100 millions de degrés, les noyaux d'hélium vont pouvoir fusionner à leur tour pour former des noyaux de béryllium instables. Ceux-ci vont à leur tour fusionner avec un autre noyau d'hélium pour donner du carbone, qui lui est stable (réaction dite "triple alpha"). Cette réaction ne se produit que pour des étoiles dont la masse est supérieure à la moitié de celle du Soleil.

Cette phase très rapide est appelée "flash de l'hélium". A ce moment, l'énergie est produite à un rythme élevé, ce qui permet à l'étoile géante de préserver son équilibre.

Pour une étoile dont la masse du coeur est inférieure à 1.4 fois celle du soleil, le processus s'arrête lorsque tout l'hélium est épuisé. Le noyau de carbone devient alors inerte, les processus de fusion ralentissent et l'étoile commence doucement à s'éteindre.

Compte tenu de la contrainte sur la masse du coeur, tout ceci ne s'applique qu'à des étoiles dont la masse initiale ne dépasse pas quelques masses solaires.

L'enveloppe externe de l'étoile est alors arrachée par les vents stellaires causés par les pulsations du coeur de carbone en formation. Illuminée par la lumière résiduelle de l'étoile, les restes éparpillés de cette enveloppe forment ce que l'on nomme une nébuleuse planétaire. Celle-ci va se disperser dans le milieu interstellaire en quelques centaines de milliers d'années.

Le coeur de l'étoile, n'ayant plus de carburant pour fournir de l'énergie afin de contrecarrer la force de gravitation, va continuer à s'effondrer sur lui-même.

En mécanique quantique, il existe un principe, appelé principe de Pauli, qui interdit à des électrons de se trouver dans le même état, c'est à dire au même endroit et avec la même énergie.

Lorsque la gravitation va comprimer l'espace disponible pour les électrons -qui sont complétement délocalisés, le coeur de l'étoile étant un plasma totalement ionisé- ceux-ci vont devoir prendre des niveaux d'énergie -donc des vitesses- tous différents.

Or la relativité interdit des vitesses supérieures à celle de la lumière, ce qui introduit une borne sur les niveaux d'énergie possibles. Il arrive donc un moment où le volume occupé par ces électrons ne va plus pouvoir diminuer. Cet effet qui s'oppose à la gravitation est appelé pression de dégénérescence.

L'étoile est alors devenue une naine blanche, dont la température varie entre 5000 et 100.000 K. Ces naines blanches ne peuvent plus que rayonner leur chaleur résiduelle en se refroidissant irrémédiablement. Une fois leur température assez basse, elles deviendront invisibles.

Une naine blanche est typiquement de la taille de la Terre, pour une masse comprise entre 0.4 et 1.4 masse solaire. La densité y est donc très élevée :un verre d'eau rempli de matière pèse plus de 50 tonnes !

Le phénomène des novae

Supposons que cette naine blanche fasse partie d'un système binaire, et que l'autre étoile déborde de son lobe de Roche, c'est à dire que ses couches externes vont se trouver dans le champ d'attraction gravitationnelle de la naine blanche. La matière de l'enveloppe va alors être arrachée à celle-ci par le champ de gravité de l'étoile naine.

Cette matière va se condenser en un disque d'accrétion autour de la naine blanche, et tomber vers la surface de cette dernière. Lorsque la température et la pression dans ce disque seront assez élevées, une réaction thermonucléaire va pouvoir s'amorcer, induisant ainsi un flash de lumière qui peut rayonner comme 10.000 soleils : c'est le phénomène de la nova, qui peut se répéter à intervalles plus ou moins réguliers.

Les supernovae

Dans certains cas, cette chute de matière est suffisamment brutale et massive pour que l'étoile atteigne la masse de Chandrasekar, du nom d'un physicien indien, qui correspond à 1.4 fois la masse du soleil.

A ce moment-là, l'étoile s'effondre sur elle-même, sa pression interne ne pouvant plus contrebalancer la gravité. Cet effondrement déclenche une fusion des atomes de carbone et d'oxygène qui n'est pas régulée par l'échauffement ou la dilatation de l'étoile.

Il s'en suit une réaction en chaîne qui va détruire l'étoile dans une gigantesque explosion thermonucléaire.

Dans le spectre de cette explosion, on ne retrouvera bien sur pas de trace de l'hydrogène, mais du silicium. Cette explosion est appelée supernova de type Ia, phénomène extrêmement lumineux mais aussi très régulier. Toutes les supernovae de type Ia ont la même magnitude visuelle absolue de -19.3, environ 5 milliards de fois plus que le Soleil.

D'autres supernovae montrent de l'hélium dans leur spectre au lieu du silicium, elles sont nommées type Ib, et on pense qu'elles correspondent à l'explosion d'étoiles de type Wolf-Rayet.

D'autres encore ne montrent ni silicium, ni hélium dans leurs spectres. Elles sont désignées de type Ic, mais on ignore leur nature exacte.