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Dans cette partie, destinée à présenter les étoiles de manière générale, nous commencerons par donner la définition des ces dernières, avant de s'intéresser à leur formation et aux mécanismes à l'origine de leur stabilité.
Par la suite, nous détaillerons plusieurs systèmes de classification d'étoiles.
Enfin, nous nous intéresserons à l'évolution stellaire, en abordant un outil appelé "diagramme de Hertzsprung-Russel". Nous en donnerons d'ailleurs une application concrète.

Qu'est-ce qu'une étoile ?

Une étoile est une boule de plasma qui émet un rayonnement à cause des réactions thermonucléaires qui se produisent en son coeur.

La formation des étoiles

En raison de la force de gravité, des gaz interstellaires s'agglomèrent pour former une boule de gaz. La masse de la boule de gaz augmente et attire de plus en plus de gaz environnant. C'est ce qu'on appelle l'accrétion.
Par la suite, la pression et la température au sein de cette boule de gaz deviennent tellement élevées, que des réactions thermonucléaires se déclenchent.
Ces dernières émettent des photons, et la boule de gaz se met à briller : une étoile est née.
Une étoile est durant la majeure partie de sa vie en équilibre. C'est-à-dire que ses propriétés (masse, température..) ne varient que très peu. C'est le cas des étoiles de la séquence principale du diagramme HR.
Cet état d'équilibre est appelé équilibre hydrostatique.

L'équilibre hydrostatique

L'équilibre hydrostatique est atteint lorsque ces deux forces se compensent:

• La force de gravité: La matière constituant l'étoile va avoir tendance à la faire s'effondrer sur elle-même.
• La force de pression du gaz: Au sein de l'étoile, on trouve un mélange d'ions, d'électrons et de photons: ce mélange est appelé plasma. Chacun de ces 3 constituants va exercer une force de pression dirigée vers l'extérieur de l'étoile, et c'est la somme de ces 3 forces de pression qui constitue ce que l'on nomme "force de pression du gaz" Cette force est due aux réactions thermonucléaires au coeur de l'étoile, qui "brûlent" de l'hydrogène en hélium. Il y a 3 catégories de pression à l'origine de cette force :
  • La pression ionique: Notée \( \pi \), cette pression est produite par les ions. Elle est à l'origine de l'opacité (qui est proportionnelle à la densité de l'étoile) et de la formation d'ondes de chocs responsables des pulsations des étoiles variables notamment.
  • La pression électronique: Cette pression est due aux électrons libres présents dans le plasma. Elle est notée \( Pe \).
  • La pression du rayonnement: Notée \( Pray \), elle est due à l'absorption des photons (formés par les réactions nucléaires) par la matière de l'étoile.

Classification des étoiles

Divers systèmes de classification d'étoiles ont été élaborés. Nous allons présenter les plus utilisés.

Classification spectrale

Nommée Classification de Harvard, elle est introduite au XX^ème siècle par un certain Henry Draper, pionnier de l'astrophotographie. Ce système de classification consiste à organiser les étoiles selon leur spectre d'absorption ou d'émission.

Voici les principaux types spectraux:

La classe O contient les étoiles les plus chaudes et les plus bleues, tandis que la classe M contient les étoiles les plus froides et les plus rouges.
En effet, si on assimile une étoile à un corps noir, la loi de Wien donne une relation entre sa température et la longueur d’onde à laquelle son rayonnement est le plus important.

Loi de Wien:

\(\lambda_{max}\cdot T=2,898 \, K \cdot m\)

• \(\lambda_{max}\) est la longueur d'onde à laquelle le rayonnement est le plus important. Elle s'exprime en mètres \(m\)
• \(T\) est la température du corps noir et s'exprime en Kelvin \(K\)

Par exemple, le Soleil émet le maximum de son rayonnement dans le vert (néanmoins, le mélange avec les autres longueurs d'onde du rayonnement qu'il émet donne du jaune). En appliquant la loi de Wien, nous trouvons que la température de surface du Soleil est d'environ 5800 K.

Chaque type spectral est subdivisé en 10 sous-catégories, indiquées par un chiffre allant de 0 à 9. Par exemple, le Soleil est une étoile de type G2. Ci-dessous, les spectres d'absorption des classes spectrales :

C'est en analysant les "raies" manquantes qu'on arrive à connaître la composition des étoiles. (L'étude du spectre d'un objet s'appelle la spectroscopie).

Le tableau suivant est un résumé des caractéristiques des classes spectrales :

Il existe aussi des types spectraux qui ont été rajoutés à cette classification:

• Le type W ou WR (étoiles de Wolf-Rayet) est parallèle au type O. Il s'agit de coeurs d'étoiles massives vieillissantes.
• Du côté des étoiles froides, il y a les types S, C, L et T:
  • Les étoiles de type S ressemblent à celles de type M mais on observe dans leur spectre des traces d'oxyde de zirconium, plutôt que d'oxyde de titane.
  • Le type C contient des étoiles géantes qui pourraient se ranger dans les types G, K et M mais qui ont une grande teneur en éléments carbonés.
  • Les étoiles de types L sont des "mini-étoiles" qui sont plus froides que celles du type M et ont plusieurs autres bandes moléculaires dans leur spectre.
  • Les étoiles de types T sont aussi plus froides que celles de type M et rassemblent les naines brunes.

Il arrive parfois qu’on utilise des préfixes ou des suffixes pour préciser certaines caractéristiques particulières des étoiles :

• Préfixe : \(d\) pour les étoiles naines de faibles luminosités, \(D\) pour les naines blanches, \(c\) pour les étoiles supergéantes très brillantes...
• Suffixe : \(p\) pour des raies particulières, \(e\) pour la présence de raie en émission, \(m\) pour la présence de raies métalliques (dans une classe où elles ne sont pas attendues)...

Classification par classe de luminosité

On classe aussi les étoiles selon leur luminosité (on donnera plus tard une définition précise de celle-ci). On nomme ce système classification MKK qui est introduite en 1943 par William Morgan, Philip C. Keenan et Edith Kellman de l'observatoire Yerkes.

• Ia0, Ia+ : hypergéantes
• Ia : supergéantes très lumineuses
• Ib : supergéantes
• II : géantes brillantes
• III : géantes
• IV : sous-géantes
• V : naines (La majeur partie de ces étoiles sont sur la séquence principale du diagramme H-R)
• VI : sous-naines

Il n'est pas rare qu'on combine la classification spectrale à la classification MKK pour être plus précis.

Remarque : Plus l’étoile est grande, plus elle est lumineuse. La luminosité d’une étoile est proportionnelle à son rayon.

Classification par population d’étoiles

Plus généralement, on classe les étoiles en 2 grandes « populations » :

• Population I : Ce sont de jeunes étoiles (comme notre Soleil) qui se forment dans des régions riches en gaz interstellaires et en poussière, qui peuvent provenir des « restes » des étoiles de population II.
• Population II : Ce sont de vieilles étoiles dont l’atmosphère est 10 fois plus pauvre en métaux (grossièrement, on appelle métaux les éléments plus lourds que l’hélium) qu'une étoile de population I. Elles se forment dans des régions plus pauvres en gaz interstellaires et en poussière.

Evolution stellaire

Diagramme HR

Le diagramme de Hertzsprung-Russel, du nom du chimiste danois Ejnar Hertzsprung et de l'astronome américain Henry Russell montre la luminosité des étoiles en fonction de leurs températures.

On peut trouver le diagramme HR sous différentes formes.
En ordonnée, il peut y avoir la luminosité ou la magnitude absolue (voir photométrie).
En abscisse, on peut trouver la température effective ou température superficielle de l'étoile (sa température de surface), son type spectral (rappelons que le type spectral est lié à la température de l'étoile) ou bien un indice comme le "B-V" (on peut aussi trouver du "B-R" et d'autres indices).

L'indice B-V indique si l'étoile émet plus dans le bleu ou dans le vert:

• Si B-V est positif, l'étoile est plus verte et plus froide.
• Si B-V est négatif, l'étoile est plus bleue et plus chaude.

Regardons de plus près le diagramme HR de la figure 6 . On peut y distinguer plusieurs parties:

• La séquence principale qui traverse en diagonale le diagramme, d'en bas à droite jusqu'en haut à gauche, regroupes des étoiles en équilibre hydrostatique. Au coeur de ces étoiles se produisent des réactions thermonucléaires transformant l'hydrogène en hélium. C'est le cas de notre Soleil par exemple. Les étoiles en bas à droite de la séquence principale sont moins lumineuses et plus rouges (donc plus froide), alors que les étoiles en haut à gauche de la séquence principale sont plus lumineuses et plus bleues (donc plus chaudes). Quand une étoile finit de brûler ses réserves d'hydrogène, elle s'écarte de la séquence principale.
• La branche des géantes rouges (située en haut au milieu du digramme HR (elle est habituellement représentée en haut à droite)) regroupe des étoiles qui ont épuisé leur réserve d'hydrogène et qui brûlent leur hélium. La gravité va l'emporter sur les forces de pressions du gaz, et le noyau de l'étoile va se contracter. La pression de rayonnement va tellement augmenter, que les couches externes de l'étoile vont être soufflés vers l'extérieur. Le rayon de l'étoile augmente alors, ainsi que sa luminosité (la luminosité d'une étoile est proportionnelle à son rayon). La température de l'étoile diminue aussi, ce qui lui donne une couleur plus rouge. Les étoiles de la séquence principales qui ont une masse inférieur à 8 masses solaires vieillissent en géantes rouges.
• La branche de super-géantes rouges occupe la partie du diagramme juste au-dessus de celle des géantes rouges. Lors du même processus que pour les géantes rouges, si l'étoile à une masse supérieure à 8 masses solaires, la température de son coeur est plus élevée et les couches externes sont soufflées plus loin. L'étoile est donc plus grosse et plus lumineuse.
• La branche des géantes bleues, en haut à gauche de la séquence principale (elle n'est pas explicitement indiqué sur la figure 6), regroupe des étoiles massives, chaudes et très lumineuses. Ces étoiles sont encore en train de brûler leur hydrogène. On observe peu de ces étoiles car elles ont une durée de vie très courte à cause du fait qu'elles brûlent plus vite leur hydrogène.
• La branche des supergéantes bleues regroupe des étoiles qui, à l'origine étaient des géantes bleues qui ont fini de brûler leur hydrogène et qui brûlent leur hélium. Les étoiles restent très peu de temps sur cette branche (du moins sur une échelle de temps astronomique) avant d'exploser en supernovas.
• La branche des naines blanches concernent les étoiles qui, après avoir évoluées en géantes rouges, deviennent des "nébuleuses planétaires" (cela n'a rien à voir avec une planète). Les couches externes de l'étoile sont expulsées dans l'espace et le coeur s'effondre pour former une naine blanche, une petite étoile de la taille d'une planète en rotation rapide sur elle même. C'est ainsi que notre Soleil finira. La matière expulsée servira peut-être à former d'autres étoiles.

Le diagramme HR est donc très utile pour connaître certaines caractéristiques des étoiles, comme la masse, le rayon (proportionnel à la luminosité), la durée de vie (la position dans le diagramme HR) et la distance à laquelle elles se trouvent de notre Soleil.
En effet, grâce au diagramme, on connait la magnitude absolue de l'étoile, et on peut connaître sa magnitude apparente en observant l'étoile. On peut alors déduire la distance qui nous sépare d'elle (voir photométrie pour plus d'explications)

Etude des amas d'étoiles

Une des applications les plus importantes du diagramme HR concerne les amas d'étoiles. En effet, en faisant ce genre de diagramme pour un amas, on peut déterminer son âge.
Considérons 2 types d'amas :

• Les amas ouverts : ce sont des amas dont les étoiles sont issues d'un même nuage de gaz et de poussière. Sur son diagramme HR, il y a encore beaucoup d'étoiles massives en haut à gauche qui n'ont pas eu le temps d'exploser en supernovas. Ces amas ont une couleur bleuté car dominés par les géantes bleues, les étoiles les plus lumineuses. Ce sont donc de jeunes amas. Les très jeunes amas affichent un diagramme dont la quasi totalité des étoiles se trouvent sur la séquence principale. Un amas ouvert à une durée de vie d'1 milliard d'année. Quand l'amas vieillit, ses étoiles ont tendance à se disperser. On peut observer le diagramme HR de l'amas des pléiades de la figure 8 pour illustrer nos propos
• Les amas globulaires : ce sont de amas plus anciens. En regardant son diagramme HR, on se rend compte qu'il n'y a plus d'étoiles massives, ce qui témoigne de son âge avancé. Il n'y a plus de nuages de gaz non plus, ce qui veut dire que d'autres étoiles ne pourront pas se former.

Après avoir été familiarisés avec les notions d'évolution stellaire et d'équilibre hydrostatique, nous nous intéresserons à l'étude de la brillance des astres dans la prochaine partie.