Qu’est-ce qu’une étoile ?

Nous les regardons la nuit dans le ciel, mais en réalité, savons-nous vraiment qu’est-ce qu’une étoile ? L’une d’entre elles nous éclaire jour après jour depuis des milliards d’années, mais comment s’est-elle formée ? 

Vous avez certainement déjà vu une photo de nébuleuse planétaire, elles sont si belles ! Mais savez-vous que ce sont des conséquences de la mort des étoiles ? 

Et d’ailleurs, pourquoi les étoiles meurent-elles ? Comment cela se passe-t-il concrètement ? Pourquoi ne finissent-elles pas toutes de la même manière ? 

Nous allons tenter ensemble de percer les mystères qui entourent ces petits points qui brillent au-dessus de nos têtes ! 

Pour commencer, je vous propose une petite description de ces astres étincelants. 

Qu’est-ce qu’une étoile ? 

Ceux qui me répondront « une figure géométrique » sont cordialement invités à partir… Bon, peut-être pas, on va considérer que je ne dirais rien pour cette fois ! 

Mais nous, ce qui nous intéresse c’est la définition astronomique de ce terme. 

Outre un point lumineux visible la nuit dans le ciel, une étoile est un corps céleste au sein duquel ont lieu des réactions dites de fusions nucléaires. 

Ce sont ces réactions qui libèrent de l’énergie sous forme de photons, et donc de lumière. Vous vous en doutez, on parle d’une quantité énorme d’énergie.

En effet, la lumière émise par ce type d’objet peut littéralement aveugler un être humain. Et, en fonction de la distance à laquelle il se trouve, cela peut se produire en seulement quelques secondes ! 

Vous vous souvenez peut-être du terme nucléosynthèse stellaire que j’ai défini dans la première partie sur les trous noirs. Si ce n’est pas le cas, ne vous inquiétez pas je vais le réexpliquer. 

Nucléosynthèse stellaire 

Petites bases de chimie

Vous savez que la matière se compose de molécules elles-mêmes formées d’atomes. 

On distingue différents types d’atomes, classés en fonction de leur « taille ». 

C’est le physicien Dmitri Ivanovitch Mendeleïev qui en 1869 publia le désormais très célèbre tableau périodique des éléments. Heureusement qu’il ne lui a pas donné son nom ! Je vous invite à aller voir cette vidéo d’e-penser à son sujet.

C’est ce tableau qui aujourd’hui encore est utilisé par la communauté scientifique pour classifier les différents atomes. 

On ne va pas rentrer dans les détails de la composition d’un atome ni du fonctionnement complet de la classification. Tout ce que vous devez savoir ici, c’est que les atomes sont plus ou moins lourds. 

La réaction que l’on appelle fusion nucléaire consiste à fusionner des noyaux d’atomes légers entre eux. Cela a pour objectif d’en obtenir un nouveau, plus lourd.

Et cette réaction dégage beaucoup, beaucoup d’énergie. C’est cette énergie, libérée par une étoile sous forme de particules, que l’on nomme photons. Ce sont ces petits machins qui composent les rayons lumineux. 

Au cours de sa vie, une étoile réalise ce que l’on appelle la nucléosynthèse stellaire. Elle crée de nouveaux atomes à partir d’un autre de base : l’hydrogène. 

Elle fusionne d’abord des noyaux d’hydrogène pour former des atomes d’hélium, puis des noyaux d’hélium pour constituer du carbone et ainsi de suite. 

Les plus massives peuvent produire par ce principe du fer. C’est le dernier élément qu’une étoile peut créer par ce processus. 

Les conditions nécessaires  

Vous avez remarqué ? J’ai parlé d’étoiles plus massives. En effet, la fusion nucléaire nécessite des conditions drastiques pour pouvoir être réalisée. 

Parmi elles, une température extrêmement élevée, obtenue grâce à une masse importante. En effet, cette dernière permet à la pression au cœur de l’étoile d’être considérable. 

Sachez que c’est la masse d’un astre qui détermine sa température, et donc d’après une loi connue sa couleur. 

Pour ceux qui ne connaissent pas la loi de Wien, notez simplement qu’il existe une corrélation entre température et lumière. Plus la température d’un corps est élevée, plus sa couleur tirera vers le bleu, et inversement vers le rouge. 

C’est pour cela que l’on dit que les étoiles plus chaudes sont plutôt bleues, et les plus froides plutôt rouges. 

Par ailleurs, une étoile qui accomplit la nucléosynthèse stellaire est dans ce que l’on appelle sa séquence principale. Retenez surtout qu’une étoile est qualifiée ainsi parce qu’elle fusionne des atomes légers en atomes plus lourds. Et cette réaction porte le nom de nucléosynthèse stellaire. 

Celle-ci n’est possible que parce qu’une étoile est un corps massif très chaud. 

Mais surtout, retenez bien que la nucléosynthèse stellaire libère une énergie colossale. Cette dernière permet à l’astre de briller, mais plus que tout, de se maintenir en vie…

J’ai omis une autre caractéristique importante des étoiles : ce sont des corps plasmatiques. Non, ne prenez pas peur, je vais vous expliquer ce terme. 

Plasma 

Un corps plasmatique est en fait tout simplement un objet qui se trouve dans l’état plasma. Ce dernier est un des états de la matière comme le sont le liquide, le solide et le gazeux. 

Attends, moi je croyais qu’il n’y avait que trois états de la matière ! Oui c’est vrai, malheureusement on parle rarement de cet état. 

Mais sachez qu’il existe ! 

Il s’agit d’un état plutôt complexe à décrire, surtout qu’on a quand même très très rarement l’occasion de l’étudier si l’on n’appartient pas au monde des scientifiques. Ainsi, je préfère vous laisser lire une description de celui-ci ici, si cela vous intéresse. 

Maintenant que nous avons une idée un peu plus précise de ce qu’est une étoile, nous allons pouvoir étudier les différents types d’étoiles. 

Et on commence tout de suite avec les différentes naines ! 

Étoiles naines 

En effet, il n’y a pas un seul type d’étoiles, mais bel et bien plusieurs. Et vous allez voir qu’il y en a en fait beaucoup plus que ce que vous pensez ! 

Leur catégorie dépend en fait essentiellement de leur masse.

Je vous propose donc d’aller faire un tour des différents types d’étoiles que l’on peut rencontrer. Et pour plus de cohérence, on va le faire de la moins massive à la plus massive. 

Vous me suivez, c’est par ici ! 

Naine rouge 

On commence ici par la naine rouge ! En effet, il s’agit de la catégorie regroupant les étoiles les moins massives. 

Description 

La naine rouge est une étoile dont la masse est comprise entre 0,08 M_☉ et 0,4 M_☉(masse solaire).

Pour mieux comprendre ce que signifient ces chiffres, je vous propose une conversion dans une unité plus parlante : le kilogramme. Ainsi, une naine rouge pèse entre 159.10²⁷ kg et 795.10²⁷ kg environ. 

Et parce que les puissances de dix cela parle difficilement en tonnes cela nous donne respectivement 159.10²⁴ et 759.10²⁴. Vous voyez que même avec une unité comme la tonne, il est difficile d’avoir une réelle idée de ces masses.

On pourrait croire que 0,08 M_☉ c’est très faible comme masse. Mais en fait, quand on utilise des unités plus communes, on se rend vite compte que cela reste énorme. 

Ces « petites étoiles » sont les plus nombreuses de l’Univers. D’ailleurs, elles représentent entre 80 et 85 % des étoiles de notre Voie lactée. 

Pour ce qui est de la température à leur surface, elle est inférieure à 4 000 K. Ne vous méprenez pas sur le terme inférieur, cela reste évidemment extrêmement chaud. 

Cependant, sachez que la luminosité d’une étoile est fortement liée à sa masse. Ainsi, une naine rouge est très peu lumineuse. D’ailleurs, les plus lumineuses d’entre elles émettent seulement 10 % de la luminosité solaire. 

Par conséquent, les naines rouges sont invisibles à l’œil nu depuis la Terre, même pour celles situées très près. 

Les naines rouges sont des étoiles de type spectral M et de classe de luminosité V (à prononcer M cinq). Attends une minute, qu’est-ce qu’un type spectral et une classe de luminosité ? 

Type spectral

Je vais essayer de simplifier cela le plus possible. En effet, ces termes font appel à des notions de physique qu’il serait trop long d’expliquer ici. 

Pour commencer, vous vous souvenez, je vous ai dit que température et couleur d’une étoile étaient liées ? Ainsi, on pourrait classer les étoiles en fonction de leur température, puisque celle-ci correspond aussi à leur couleur.

Eh bien, oui, mais non. Ce serait trop simple et vous savez que les scientifiques détestent la simplicité ! Ils utilisent donc quelque chose de plus précis pour différencier les étoiles. 

Ce que l’on appelle un spectre d’absorption. Chaque élément chimique possède son propre spectre d’absorption, qui ressemble à ceci.

En effet, la lumière est composée de différentes longueurs d’onde, différentes couleurs. Et quand elle traverse un élément, celui-ci absorbe une certaine partie de cette lumière. 

On obtient alors des raies d’absorption. 

Et ces raies sont caractéristiques de chaque élément. En observant le spectre d’absorption d’un objet, on peut ainsi déterminer ce qui le compose. 

Par ailleurs, la couleur que l’on percevra dépend aussi de sa composition. En effet, la lumière naturelle, blanche est composée de plusieurs couleurs. 

Et lorsqu’elle traverse un objet et est en partie absorbée, seule la partie non absorbée nous parvient. C’est ce qui fait la couleur des objets que nous voyons. 

Les atomes qui les composent absorbent certaines « couleurs » et pas d’autres. Par exemple un corps rouge absorbe toutes les couleurs sauf le rouge, qu’il diffuse.

Enfin, comme la couleur et la température sont liées vous pouvez voir que tout est lié. La masse d’une étoile influence sa température et donc sa couleur.

Mais cette dernière dépend également de ce qui la compose. Ainsi, le type spectral d’une étoile correspond aux éléments qui la composent et plus généralement à sa couleur. 

Classe de luminosité

La classe de luminosité quant à elle, permet de distinguer les étoiles en fonction de… Est-il réellement besoin de le préciser ? 

Cette classification porte le nom de classification MKK. On distingue au total sept grandes classes de luminosité : 

Certaines classes sont subdivisées en d’autres sous-classes, mais je ne vous embête pas avec ces détails. 

La combinaison donne le diagramme de Hertzsprung-Russell, qui représente la luminosité d’une étoile en fonction de sa température (ou classe spectrale).

Dernière information concernant ce type d’astres : les naines rouges vivent extrêmement longtemps. En effet, moins une étoile est massive, plus longue est sa durée de vie. 

Ainsi, les naines rouges étant les étoiles les moins massives, elles peuvent vivre jusqu’à des centaines de milliards d’années. 

Notre Univers n’étant âgé que de 13,7 milliards d’années, aucune naine rouge n’a encore eu le temps de mourir. 

Maintenant que vous avez une meilleure idée de ce qu’est une naine rouge, en voici quelques exemples. 

Exemples de naines rouges 

La naine rouge la plus connue est sans aucun doute Proxima du Centaure (ou Proxima Centauri). En effet, c’est l’étoile la plus proche de nous, située à seulement 4,23 années-lumière du Soleil. 

Cependant, comme toutes les naines rouges, elle est très peu lumineuse. Ainsi, sa « faible » distance ne suffit pas à la rendre visible à l’œil nu depuis la Terre.

Une autre naine rouge qui elle non plus n’est pas très loin de nous est l’étoile de Barnard. En effet, il s’agit de la quatrième étoile la plus proche de notre Système solaire. 

Enfin, vous connaissez tous l’expression « Jamais deux sans trois » ! Je vous présente donc un dernier exemple de naine rouge. 

Il s’agit de l’étoile Wolf 359 qui comme son nom ne l’indique pas (Wolf signifiant loup en anglais) est située dans la constellation du Lion. 

Il y a une raison simple à cela, elle n’a pas été nommée en fonction de la constellation dans laquelle elle est située. En réalité, elle tire son nom de l’astronome Max Wolf qui fut le premier à mesurer son mouvement propre en 1917. 

Naine brune 

Description

Vous avez peut-être déjà entendu parler des naines brunes. J’aurais théoriquement dû vous en parler avant les naines rouges puisqu’elles sont moins massives. 

Néanmoins, je ne l’ai pas fait pour une raison extrêmement simple : les naines brunes ne sont pas des étoiles. Eh non ! Mais, ne soyez pas déçus, nous allons quand même en dire quelques mots. 

Les naines brunes, parfois appelées étoiles manquées, sont des astres dont la masse est inférieure à 0,08 masse solaire. 

Vous vous souvenez, je vous ai dit qu’une étoile était qualifiée ainsi parce qu’elle est capable de fusionner des atomes ! Eh bien, le souci avec les naines brunes, c’est qu’elles sont trop peu massives. 

La pression et la température en leur cœur sont donc trop peu élevées pour accomplir la nucléosynthèse. Et qui dit pas de nucléosynthèse dit pas d’étoile ! 

Cette catégorie porte d’ailleurs le nom d’objets substellaires. Elle regroupe tous les astres dont la masse est inférieure à la limite permettant la fusion de l’hydrogène.

Ainsi, même si avec toutes ces naines colorées on pourrait croire que la naine brune est aussi une étoile, c’est faux ! 

Je vous propose donc de revenir à nos moutons… Euh à nos étoiles (non je n’en ai pas marre de cette blague !). La prochaine sur notre liste est la naine orange. J’espère que vous aimez les agrumes !

Naine orange 

Description 

Comme vous vous en doutez certainement, les naines oranges arrivent juste après les naines rouges. Elles ont une masse minimale de 0,5 masse solaire. Pour ce qui est de leur masse maximale, elle est de 0,8 M_☉ environ. 

Je ne prends plus la peine de convertir en kilogrammes ou en tonnes. Vous comprenez bien que cela n’a pas vraiment de sens. Quoiqu’il arrive, ces objets sont beaucoup plus massifs que ce que l’on est capable de se représenter. 

De tels objets sont légèrement plus chauds que leurs cousines rouges : entre 3900 K et 5200 K à la surface. 

Personnellement, je ne passe pas mon temps à exprimer la température ambiante en Kelvin. Ainsi, je vous propose de faire la conversion. Ce sera nettement plus parlant pour vous comme pour moi n’est-ce pas ? 

Donc la température à la surface d’une naine orange est comprise entre 3627 °C et 4927 °C environ. 

Vous avez déjà essayé de tremper votre doigt dans de l’eau bouillante ? Ça picote légèrement non ? Eh bien là, on est sur une température de surface 30 fois supérieure à celle de l’eau des pâtes ! 

Je vous laisse imaginer le résultat si vous « trempiez » votre doigt dans une naine orange. Personnellement, en vous attendant je vais continuer la présentation de cette dernière. Vous me direz dans les commentaires comment c’était ce petit bain ! 

Exemples de naines oranges 

Parmi les exemples de naines oranges connues, beaucoup font partie de systèmes binaires ou triples.

C’est le cas de 36 Ophiuchi A qui appartient au système 36 Ophiuchi. Ce dernier est composé de deux autres naines oranges : 36 Ophiuchi B et 36 Ophiuchi C. Eh oui, il s’agit d’un système triple composé de naines oranges ! 

Petit rappel : les systèmes binaires ou triples sont des couples ou triplets d’étoiles situées très près les unes des autres. Cette proximité a pour conséquence que chacune d’entre elles tourne autour de ses camarades. 

Le deuxième exemple que j’ai choisi de vous présenter est celui de Alpha Centauri B. Elle fait partie du système binaire Alpha Centauri, aussi appelé Alpha du Centaure (à ne pas confondre avec Proxima du Centaure !). Ce système se compose également de Alpha Centauri A qui elle est… vous le verrez par la suite ! 

Enfin, dernier exemple de naine orange, Sigma Ursae Majoris 1 qui se trouve dans la célèbre constellation de la Grande Ourse (que vous pouvez découvrir dans cette vidéo). 

Elle fait partie non pas d’un système binaire, mais d’un système de double optique. En effet, elle possède une camarade Sigma Ursae Majoris 2 qui semble très proche d’elle visuellement pour nous, mais qui est en réalité trop éloignée d’elle pour avoir une influence gravitationnelle comme c’est le cas dans un système binaire. 

Naine jaune 

Description 

Après la naine orange vient la naine jaune. Oui oui, je vous apprends les couleurs de l’arc-en-ciel ! 

Une naine jaune possède une masse comprise entre 0,7 M_☉ et 1,2 M_☉. La température à sa surface est comprise entre 5 000 et 6 000 °C environ. 

Ah, je vous avais prévenu que plus une étoile était massive, plus elle était chaude !

Les naines jaunes possèdent une durée de vie environ 10 fois moins importante que celle des naines rouges. Eh oui, les étoiles les plus massives meurent plus vite, je ne vous l’ai pas caché ! 

Par ailleurs, sachez qu’environ 10 % des étoiles de notre galaxie sont des naines jaunes. Cela peut sembler peu, mais sachant que notre Voie lactée comprend entre 200 et 400 milliards d’étoiles… Eh oui, entre 2 et 4 milliards d’entre elles sont des naines jaunes ! 

Et puisque je ne pourrais décemment pas écrire toute une partie sur les naines jaunes sans parler un minimum du Soleil, il est temps pour lui d’avoir son petit paragraphe de gloire. 

Le Soleil 

Ah le Soleil ! Celui qui illumine toutes nos journées (sauf dans certaines villes,… Dijon ?). Que serions-nous sans lui ? Pas grand-chose je crois, mais ce n’est pas le sujet de cet article, nous étudierons peut-être cela dans un prochain ! 

La température à sa surface est d’environ 5 770 K (5 497 °C). Autant vous dire qu’il est bien là où il est, c’est-à-dire à 149 millions de km de nous.

Le Soleil est une naine jaune de type spectral G2 V. On estime qu’environ 100 millions d’étoiles de la Voie lactée possèdent le même type spectral. Cela fait beaucoup de cousins ! 

À propos de la Voie lactée, le Soleil gravite autour de son centre, en environ 225 à 250 millions d’années. Ce dernier est situé à 25 000 – 28 000 années-lumière de lui. C’est un peu long ! 

D’ailleurs, selon un rapide calcul, il a fait environ 18 tours de ce centre depuis qu’il est né. En effet, le Soleil est âgé d’environ 4,57 milliards d’années. Mais surtout, ne lui dites pas qu’il est vieux, cela risquerait de le vexer ! 

De plus, il n’est en réalité pas si vieux que cela puisqu’il n’est approximativement qu’à la moitié de sa vie ! 

Mais arrêtons un peu de parler de lui, les autres naines jaunes vont être jalouses ! Le Soleil est le centre de notre système, mais ce n’est pas une raison pour ne parler que de lui ! 

Ainsi, c’est l’heure d’aller observer quelques-uns de ses petits camarades ! 

Exemples de naines jaunes

Vous vous souvenez d’Alpha du Centaure B ? Mais si la naine orange dont je vous ai parlé !

Je vous ai dit que c’était une étoile binaire et que sa camarade elle était une… Et je n’ai pas fini ma phrase. Eh bien, si j’en reparle ici c’est tout simplement parce qu’Alpha centauri A est une naine jaune ! 

Parmi les autres naines jaunes, on peut citer 51 Pegasi A. Comme son nom ne l’indique pas du tout, cette dernière se situe dans la constellation de Pégase (Laura a fait une vidéo sur cette dernière !). 

Cette étoile se trouve à environ 51 années-lumière de notre planète. Elle est considérée comme faisant partie des jumeaux du Soleil. 

Jumeaux du Soleil ? Qu’est-ce que c’est ? 

Les jumeaux du Soleil sont des étoiles ayant des caractéristiques très proches de celles du Soleil. Cette catégorie regroupe toutes les étoiles dont la température, la masse, le type spectral, la période de rotation, la variabilité et la métallicité sont proches de celle du Soleil. 

Selon certains scientifiques, c’est autour de ce type d’étoiles que nous aurions le plus de chance de trouver une planète comportant de la vie. 

Parmi les jumeaux du Soleil, il y a :

37 Gemiorum, située à environ 56 années-lumière du Soleil, dans la constellation des Gémeaux. Il s’agit d’ailleurs d’un des jumeaux les plus identiques au Soleil. 

Mais également, Beta Canum Venaticorum de la constellation des Chiens de chasse.

Enfin, on peut citer 18 Scorpii situés à environ 46 années-lumière de la Terre, dans la constellation du Scorpion.

Nous avons vu ensemble les types de naines, mais nous n’avons pas encore fini notre tour des catégories d’étoiles ! En effet, il est temps d’aller étudier des variétés d’étoiles un peu moins connues !

Et on commence de suite avec l’étoile de Wolf-Rayet. 

Étoile de Wolf-Rayet 

Les étoiles de Wolf-Rayet sont en réalité pour la plupart des étoiles ayant dépassé le stade de séquence principale. 

En effet, ce sont surtout des étoiles en fin de vie, ou plutôt en début de fin de vie pour être exacte. Ces étoiles possèdent une masse équivalente à plusieurs dizaines de masses solaires. 

Ce type d’étoile se caractérise par un comportement pour le moins étrange. Effectivement, ces étoiles, à la sortie de la séquence principale, se mettent à expulser la matière située autour de leur noyau sous forme de vents stellaires rapides. Le noyau se retrouve donc découvert. 

Ce comportement étrange dure seulement environ 1 million d’années. Oui, bon seulement quand on parle de million d’années ce n’est peut-être pas très approprié pour vous.

Mais je vous assure que lorsque l’on parle d’une étoile, un million d’années ce n’est vraiment pas si long que cela ! 

Notre Voie lactée compterait de 200 à 400 milliards d’étoiles au total. Eh bien, sur ce chiffre énorme seulement 6 000 seraient des étoiles Wolf-Rayet. 

Passons maintenant à un autre type d’étoiles, l’étoile variable. 

Étoile variable 

Certaines étoiles ne peuvent pas être classées parmi les naines en fonction de leur type spectral et de leur classe de luminosité. Cela est dû à une raison très simple : leur luminosité est variable, elle change régulièrement ! 

Elles sont donc classées dans une catégorie à part que l’on a tout naturellement nommée étoiles variables. 

Mais alors pourquoi diantre ces étoiles varient-elles de la sorte ? 

Eh bien en fait pour vous expliquer cela je dois d’abord vous présenter les deux grandes catégories d’étoiles variables. En effet, on divise cette famille en deux types, en fonction de l’origine de leur variabilité. 

Étoile variable intrinsèque 

Le premier type, intrinsèque, indique que ces étoiles varient en raison de changements de leur structure même. Les modifications que l’on perçoit sont donc dues à l’étoile en elle-même. 

Mais, il y a une chose que je ne vous ai pas encore dite ! Il existe plusieurs types de variables intrinsèques, en fonction du changement de structure mis en jeu. 

On distingue ainsi trois sous-catégories. Je vous propose de voir de suite la première ! 

Variables pulsantes 

Nous avons vu que la température et donc la couleur d’une étoile dépendaient de sa masse. 

Eh bien, dans le cas des étoiles variables intrinsèques dites pulsantes, l’étoile change régulièrement de taille. Elle grossit, puis revient à sa taille de départ et/ou devient plus petite. 

Ces changements entraînent des changements de température et donc de couleur, d’où la qualification de variable.

D’ailleurs, une étoile très connue en est une : il s’agit de Déneb ! Aussi appelée, Alpha Cygni, elle est l’étoile la plus brillante de la constellation du Cygne. Elle est surtout célèbre car elle forme avec Véga et Altaïr le Triangle d’été.

Mais comme je l’ai dit, ce n’est pas la seule cause possible de variabilité. Allons voir la deuxième !

Variables par rotation

Ce second type correspond aux étoiles possédant des taches sombres ou plus claires à leur surface. En fait, c’est tout simplement la rotation de l’étoile sur elle-même qui crée une variation. 

Je m’explique : on voit d’un côté une étoile claire, car elle possède des taches claires. Puis l’étoile tourne, laissant apparaître une face plus sombre (elle passe du côté obscur…). Et ainsi de suite. 

De notre point de vue, de manière très exagérée, c’est un peu comme un phare : jour/nuit/jour/nuit. Ou comme lorsque l’on s’amuse avec un interrupteur ! Mais si, je suis sûre que vous l’avez déjà fait ! Rappelez-vous quand vous étiez petit ! 

Bien sûr, on parle de taches assez conséquentes, sinon elles n’affecteraient pas autant leur luminosité. On ne les qualifierait par conséquent pas d’étoiles variables. 

Enfin, on arrive au dernier type de variables intrinsèques. 

Variables éruptives

Ce type d’étoiles voit sa luminosité varier en raison d’une forte activité ! Cette dernière a lieu soit dans sa chromosphère, soit dans sa couronne.

Pas de panique je vous explique tout de suite ces deux termes ! 

La chromosphère est une fine couche de gaz correspondant à la basse atmosphère d’une étoile. Elle se situe entre la surface visible de l’étoile (la photosphère) et sa couronne. 

On distingue en effet deux couches de la surface d’une étoile, la chromosphère et la photosphère. Tout simplement parce que la photosphère émet dans les longueurs d’onde visibles alors que la chromosphère elle non. 

Quant à la couronne, il s’agit de l’atmosphère se situant au-delà de la chromosphère. Elle s’étend sur plusieurs millions de kilomètres, c’est donc la partie la plus externe de l’atmosphère stellaire. 

Ainsi, une variable éruptive subit des variations de luminosité dues à une importante activité dans son atmosphère. Cette activité s’accompagne généralement de forts vents stellaires et d’éjections de matière. C’est ce qui provoque ces modifications de luminosité. 

Nous avons maintenant fait le tour des variables intrinsèques, il est temps d’aller voir du côté des extrinsèques ! 

Étoile variable extrinsèque 

Vous l’aurez compris, ces étoiles sont variables non pas en raison de leur structure, mais à cause d’éléments externes. Mais alors qu’est-ce qui peut bien faire varier à ce point une étoile ? 

Eh bien, comme pour les variables intrinsèques, il y a en réalité plusieurs causes. Je vous emmène voir la première ! 

Variable optique (ou à éclipses)

Ce type d’étoiles, aussi appelées variables à éclipses, est en réalité une étoile double. Vous vous souvenez je vous en ai parlé un peu plus haut ! 

Eh oui, ces étoiles tournent l’une autour de l’autre ! Et selon comment elles sont placées par rapport à nous, l’une peut éclipser l’autre. Ainsi, un coup je te vois, un coup je te vois plus. 

C’est comme cela qu’un nouveau type d’étoiles variables apparaît ! 

Enfin, dernier type d’étoile variable : les variables cataclysmiques.

Variables cataclysmiques

Une variable cataclysmique porte plutôt bien son nom ! En effet, leurs changements de luminosité proviennent de phénomènes physiques très violents. Ces derniers provoquent de très brusques variations de magnitude.

Petit rappel : la magnitude d’une étoile indique sa luminosité. Elle est beaucoup utilisée par les astronomes pour classer les étoiles en fonction de leur visibilité. 

En effet, la magnitude d’une étoile est un très bon indicateur pour savoir si une étoile est observable facilement. Contrairement à ce que l’on pourrait penser, plus la magnitude d’une étoile est faible, souvent négative, plus l’étoile est lumineuse. 

Il existe plusieurs types de phénomènes physiques responsables de ces variations. Parmi eux, l’un concerne essentiellement les systèmes binaires. En effet, une étoile double peut éclipser sa camarade. 

Mais, ce n’est pas tout ! Elle peut également, sous l’effet de l’attraction gravitationnelle, lui « voler » de la matière. Eh oui ! Les étoiles doubles sont des voleuses ! 

Cela se produit généralement lorsque l’une des étoiles est plus massive que l’autre. Dans ce cas, son attraction gravitationnelle est plus élevée et elle « arrache » de la matière à sa copine. 

Ce brusque apport de matière provoque notamment le déclenchement de réactions nucléaires. Et ces dernières peuvent être à l’origine de phénomènes physiques divers plutôt violents. 

Ceux-ci sont à leur tour responsables des variations lumineuses de ce type d’étoiles. 

Nous sommes arrivés à la fin de l’étude de ces étoiles variables ! Il me reste encore un dernier type d’étoiles à vous présenter : les étoiles de population III. 

Étoile de population III

Vous avez peut-être déjà entendu parler de ce type. En effet, il s’agit d’une catégorie découverte récemment, en 2015, et qui intéresse beaucoup les scientifiques. 

Vous mourez d’envie de savoir pourquoi cette catégorie est si intéressante n’est-ce pas ?

Eh bien, fini le suspens je vais vous le dire ! 

Ces étoiles pourraient nous apprendre énormément de choses puisqu’on pense qu’elles seraient les premières à s’être formées. Les étoiles de population III seraient donc les étoiles les plus vieilles de l’Univers. Elles seraient nées environ 400 millions d’années après le Big Bang. 

Cependant, cela reste pour l’instant seulement des hypothèses.

Bon d’accord, c’est super on sait ce qu’est une étoile et quels types d’étoiles on peut trouver. Mais au fait elles viennent d’où les étoiles ? 

Naissance d’une étoile 

Comme tout le monde, une étoile naît. Oui oui je vous assure, elles n’apparaissent pas comme cela d’un coup !

Non, une étoile c’est comme vous et moi, elle naît, se développe, devient adulte, vieillit, n’est plus capable d’accomplir ses objectifs et meurt. 

Oups, désolée pour ceux qui y croyaient encore, non l’être humain n’est pas immortel et les étoiles non plus. 

Nous allons tous, vous, moi, les étoiles, mourir un jour. Bien que les étoiles elles vivent un poil plus longtemps que vous et moi… Mais vraiment pas de quoi rougir, la différence est minime, cela se compte en milliards d’années, ce n’est rien ! 

Maintenant que ce point est éclairci, partons ensemble à la découverte de la naissance d’une étoile ! 

Les étoiles naissent au sein de ce que l’on appelle des nébuleuses (on en parle dans l’article Quelles observations dans un télescope). Ces régions sont des sortes de grands nuages de gaz et de poussières. 

Les nébuleuses n’échappent pas à l’impitoyable loi de la gravitation. En effet, en leur sein, la gravitation oblige les gaz et autres poussières à s’effondrer sur eux-mêmes. Ils se contractent. 

Et vous commencez à le comprendre maintenant, qui dit contraction dit augmentation de la pression. 

Par ailleurs, la pression est fortement liée à la température. En effet, plus la pression à l’intérieur d’une zone est élevée, plus la température qui y règne augmente. 

Ainsi, au sein des nébuleuses se forment ce que l’on appelle des proto-étoiles. 

Proto-étoile

Ces objets sont formés par la contraction des gaz et poussières en une petite zone. À mesure que le contenu de la nébuleuse se comprime, il se réchauffe également. Et ce jusqu’à atteindre environ dix millions ° C. 

On dit que cette phase de la formation d’une étoile est relativement courte. En effet, dans le cas d’une étoile comme notre Soleil, elle dure environ seulement 100 000 ans. Vous me direz que l’adjectif court n’est pas très approprié ! Eh oui, pour nous ça parait long ! 

Mais souvenez-vous, notre Soleil possède une espérance de vie de 10 milliards d’années. Ainsi, pour lui 100 000 ans ça correspond à… Seulement 0,01 % de sa vie ! 

Lors de cette phase, la matière se concentre sur elle-même en tourbillonnant autour du futur cœur de l’étoile. La proto-étoile s’illumine grâce aux chocs de la matière qui la compose. 

En effet, en se contractant, la matière possède moins de place pour se déplacer et de nombreux chocs ont lieu. 

À mesure que la gravitation comprime la proto-étoile, de plus en plus de matière est attirée. La proto-étoile gonfle ainsi tout en se réchauffant. Et ce jusqu’à ce qu’elle atteigne dix millions de degrés Celsius. 

Se produit alors un phénomène qui marque la naissance d’une étoile : les réactions nucléaires deviennent possibles et débutent.

C’est ainsi qu’une étoile naît.

Séquence principale 

La séquence principale est la phase la plus longue de la vie d’une étoile. On pourrait comparer cette phase à notre âge adulte. Pour le Soleil, cette étape durera environ 10 milliards d’années, après lesquelles il commencera à mourir. 

Sachant qu’il est aujourd’hui âgé d’environ 4,57 milliards d’années, il arrive lentement vers le milieu de « son âge adulte ». Cette période correspond donc à la phase durant laquelle l’étoile effectue la nucléosynthèse stellaire de façon stabilisée. 

En effet, à ce moment de sa vie, elle ne se contracte plus sous l’effet de la gravitation.

Par ailleurs, elle ne s’étend plus non plus en raison de l’énergie qu’elle libère. Elle reste équilibrée par ces deux forces qui se compensent, ni l’une ni l’autre de celles-ci ne domine l’autre. 

Et ce n’est que lorsque l’énergie qu’elle libère ne sera plus suffisante pour contrebalancer la gravitation qu’elle commencera à mourir. 

C’est d’ailleurs l’objet de notre prochaine partie. Nous allons voir ensemble ce qu’il se passe réellement lorsqu’une étoile meurt. 

Non, ne déprimez pas, vous allez voir, la mort des étoiles ce n’est pas si triste que cela !

Mort d’une étoile 

Pourquoi ? 

Vous savez maintenant qu’une étoile est capable de créer de nouveaux atomes à partir d’autres. Ce sont ces réactions qui permettent à l’étoile de se maintenir en vie. 

En effet, elles possèdent une masse importante. Et qui dit masse dit gravité. Et cette dernière pousse l’astre à s’effondrer sur lui-même. 

Cependant, et heureusement pour elle, l’énergie qu’elle libère grâce à la nucléosynthèse agit comme une force contraire. Elle entraîne l’extension de l’étoile. C’est donc l’équilibre de ces deux forces qui permet de maintenir l’astre stable. 

Cependant, il arrive un moment dans sa vie, où elle ne possède plus assez de carburant pour poursuivre ces fusions. L’énergie des réactions ne compense plus la gravité et l’astre commence à s’effondrer. 

Mais que se passe-t-il vraiment lorsqu’une étoile meurt ? 

Principe  

Je vous ai dit qu’une étoile mourait quand elle ne possédait plus suffisamment de carburant pour poursuivre la nucléosynthèse. 

Mais en réalité, une étoile ne meurt pas vraiment dans le sens où elle cesse d’exister. En effet, lorsque l’on parle de la mort d’une étoile, on fait référence à la fin de ce qui faisait d’elle une étoile : la nucléosynthèse. 

On qualifie un astre d’étoile parce qu’il est capable de créer de nouveaux atomes en en fusionnant d’autres types. Mais lorsqu’il n’est plus en mesure de le faire, on ne peut plus parler d’étoile. 

C’est ce passage d’un corps apte à réaliser la nucléosynthèse, à un objet qui n’en possède désormais plus la possibilité, que l’on nomme mort d’une étoile. 

On utilise ainsi de nouveaux termes pour qualifier ce que deviennent ces objets lorsqu’ils perdent leur capacité à fusionner des atomes. 

Et c’est là que la masse intervient. En effet, toutes les étoiles ne finissent pas de la même manière. Cela dépend essentiellement de leur masse.

Mais, parce qu’il y a énormément de choses à dire sur ce sujet, j’ai décidé de consacrer un article pour chaque type de mort. 

Je vais donc simplement citer ici leur nom dans l’ordre croissant de leur masse. 

Différents types de mort

La première catégorie est la naine blanche, la seconde l’étoile à neutrons et la dernière et ma préférée, le trou noir, auquel j’ai déjà consacré deux longs articles que vous pouvez lire ici et là. 

En effet, il existe des limites de masse selon lesquelles une étoile finira sa vie de telle ou telle manière. 

Naine blanche

Ainsi, une étoile ayant une masse inférieure à environ 10 masses solaires donnera une naine blanche. Celle-ci possèdera une masse équivalente à celle du Soleil. 

D’ailleurs, il existe une limite, la limite de Chandrasekhar, qui correspond à la masse maximale d’une naine blanche. Vous ne pourrez ainsi pas trouver de naines blanches de plus de 1,44 masse solaire.

Lors de son effondrement en naine blanche, une étoile forme ce que l’on appelle une nébuleuse planétaire. Vous vous souvenez des nébuleuses ? 

Mais si, les grands nuages de gaz et de poussières au sein desquels naissent les étoiles ! 

Eh bien sachez que si les étoiles ne mouraient pas en expulsant leur matière sous forme de nébuleuse, nous n’existerions pas. En effet, la matière qui nous compose provient des atomes forgés par les étoiles au cours de leur vie. 

En mourant, elles expulsent cette matière qui traverse l’espace pour former des planètes, des animaux et… nous !

Vous voyez, je vous avais bien dit que la mort des étoiles ce n’était pas si triste que cela ! 

Étoiles à neutrons et trous noirs

Au-delà de 10 masses solaires, une étoile donnera ce que l’on appelle une étoile à neutrons. Cela est valable pour les astres ayant une masse comprise entre 10 et 30 masses solaires. 

En effet, au-dessus de 30 M_☉ une étoile finit en trou noir. 

De même que pour la naine blanche, il existe une limite de masse pour les étoiles à neutrons. En effet, un tel objet ne peut posséder une masse supérieure à 3,2 masses solaires. C’est la limite d’Oppenheimer-Volkoff. 

Voilà pour les explications concernant la masse. Pour en apprendre plus sur tous ces types de mort, rendez-vous dans les prochains articles !

Pour résumer, voici un petit schéma récapitulatif de ce que deviendra un astre en fonction de sa masse : 

Pour conclure 

Voilà, cet article sur les étoiles est maintenant terminé.

Je ne suis pas rentrée dans tous les détails que peuvent offrir les différents types d’astres. En effet, ils possèdent tous beaucoup de caractéristiques et il aurait été trop long de toutes les citer ici. 

J’espère néanmoins que vous avez apprécié cet article et qu’il vous a appris des choses. 

Si vous souhaitez en découvrir davantage sur les supernovae, je vous donne rendez-vous dans un prochain article. Il sera entièrement consacré à ces merveilles de l’Univers. 

En attendant, n’hésitez pas à nous donner votre avis dans les commentaires ! Mais surtout, n’oubliez pas, gardez la tête dans les étoiles avant qu’elles ne disparaissent toutes ! 

Cet article est essentiellement fondé sur des recherches personnelles dans des livres et magazines scientifiques ainsi que des documentaires. Il est néanmoins possible que certaines informations ne soient pas tout à fait exactes ou qu’elles soient incomplètes.

Si vous en voyez, nous tenons à nous excuser et nous serions ravies que vous nous le fassiez savoir dans les commentaires.