Qu'est ce qu'une étoile ?
Les étoiles se forment par effondrement gravitationnel de nuages de gaz interstellaire composés principalement d'hydrogène (~70 de la masse) et d'hélium (25-30 %) avec une faible teneur en éléments plus lourds (<2 %), appelés (improprement) métaux en astrophysique.
Contrairement à l'hydrogène et à la majeure partie de l'hélium qui se sont formés juste après le Big-Bang, les éléments lourds sont le résidu des réactions de fusion de générations précédentes d'étoiles. Une étoile passe sa vie à s'opposer à l'effondrement gravitationnel.Au fur et à mesure qu'une étoile se contracte, sa densité augmente. Ceci entraîne une augmentation de la pression jusqu'à ce que celle-ci équilibre la contraction gravitationnelle.
L'augmentation de la pression s'accompagne d'une augmentation de la température qui peut alors atteindre les quelques millions de degrés nécessaires à la fusion de l'hydrogène. Au coeur d'une étoile ont donc lieu des réactions de fusion nucléaire qui transforment des noyaux légers en noyaux plus lourds et produisent de l'énergie sous forme de photons et de neutrinos selon la fameuse formule d'Einstein E = m·c².
Les réactions nucléaires permettent de maintenir la température élevée et donc la pression nécessaire à la stabilité de l'étoile. Les réactions nucléaires créent de l'énergie qui a tendance à augmenter la température. Or, le rendement des réactions nucléaires croît avec la température. Les réactions devraient donc s'emballer. Ce n'est pas le cas car la pression augmente avec la température. Si la température augmentait, les forces de pression deviendraient supérieures aux forces de contraction gravitationnelles. Le milieu se dilaterait et la densité diminuerait.
La pression et donc la température suivraient cette diminution ce qui calmerait les réactions nucléaires. L'intérieur d'une étoile est donc en équilibre.
L'équilibre des forces ou équilibre hydrostatique
Durant la séquence principale, l'étoile est en équilibre hydrostatique, elle subit deux forces qui s'opposent et la maintiennent en équilibre :
- d'une part les réactions thermonucléaires qui ont lieu au cœur de l'étoile exercent une pression radiative qui tend à la faire augmenter de volume, ce qui entraîne une diminution de la température de l'étoile ;
- d'autre part les forces de gravité reprennent le dessus lorsque la pression radiative diminue, elles ont tendance à la faire se contracter et donc à réaugmenter la température de l'étoile, de sorte que les réactions nucléaires s'intensifient et que la pression radiative augmente à nouveau.
Le diagramme H-R
En classant les étoiles d'un même type spectral, Ejnar Hertzsprung (1873 - 1967) découvre en 1905, indépendamment de Henry Norris Russell (1877 - 1957), qu'il existe une relation entre la luminosité et la température des étoiles. Le diagramme auquel il aboutit, perfectionné par Russel en 1913, est connu sous le nom de Diagramme de Hertzsprung-Russell ou Diagramme HR, et joue encore de nos jours un rôle fondamental en astrophysique stellaire.
Séquence principale
La séquence principale est la région du diagramme de Hertzsprung-Russell où la majorité des étoiles résident, elle correspond à la diagonale allant du coin supérieur-gauche (chaud et lumineux) au coin inférieur-droit (froid et peu lumineux). Si la concentration d'étoiles y est si élevée, c'est parce que celles-ci y passent environ 90 % de leur vie en évoluant très peu, brûlant l'hydrogène en leur cœur.
La dispersion des étoiles autour de la séquence principale a plusieurs raisons. La composition chimique change légèrement la place de l'étoile sur le diagramme : plus celle-ci est riche en métaux, plus elle est froide et moins elle est lumineuse, car elle garde un rayon constant. Les étoiles de population II, beaucoup plus pauvres que les étoiles de population I, forment ainsi la classe des sous-naines. De plus, les étoiles accroissent lentement leur luminosité et changent de température pendant leur phase sur la séquence principale.
D'autres facteurs comme la rotation, la présence de compagnons proches ou de champs magnétiques peuvent également expliquer un placement un peu dispersé. Un autre facteur est l'incertitude des observations ; ces incertitudes affectent principalement la distance de l'étoile en question mais concerne aussi les étoiles binaires, non ou mal identifiées en tant que telles, d'une séquence principale idéale, parce que la masse n'est pas le seul facteur.
Les géantes
Environ 5 à 10 magnitudes au-dessus de la séquence principale, on trouve une importante concentration d'étoiles : il s'agit d'étoiles en fin de vie, soit au stade de géante rouge, avec une fine couche d'hydrogène qui « brûle » autour d'un noyau d'hélium inerte, soit - et surtout en fait - des étoiles de la branche horizontale, au cœur desquelles l'hélium fusionne pour donner du carbone et de l'oxygène.
La combustion de l'hélium est cependant beaucoup plus rapide que celle de l'hydrogène pendant la séquence principale, et les étoiles sont assez instables pendant ce stade. Il est bon de noter que les géantes rouges montent en luminosité bien au-delà de cette concentration d'étoiles.
Les naines blanches
Anciens noyaux d'étoiles ayant éjecté leur enveloppe lors du stage de géante rouge, les naines blanches sont des étoiles très petites (de la taille de la Terre pour certaines) et très chaudes en surface. D'où cette position si particulière, en bas à gauche du diagramme de Hertzsprung-Russel.
C'est le stade ultime des étoiles de masse inférieure à 8 masses solaires. Ces étoiles se refroidissent lentement pour devenir des naines noires, mais ce refroidissement prend plusieurs dizaines de milliards d'années, de sorte qu'aucune naine noire n'a été observée à ce jour.
Contrairement aux autres étoiles, les naines blanches les plus lumineuses sont les moins massives, car le rayon d'une naine blanche diminue avec sa masse.
