ÉTOILES

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La majorité des astres visibles dans le ciel sont des étoiles. Elles sont souvent groupées en associations et amas de quelques centaines de milliers d'étoiles, ceux-ci se groupant à leur tour en unités beaucoup plus grandes, les galaxies. Une galaxie typique contient de 10 milliards à 100 milliards d'étoiles, et l'on dénombre des millions de galaxies sur les images acquises par les grands instruments modernes.

William Herschel (1738-1822) peut être considéré comme l'initiateur de l'astronomie stellaire. Après avoir montré que la Voie lactée correspondait en réalité à une accumulation d'étoiles en forme de disque aplati, il découvrit que plusieurs paires d'étoiles étaient des paires physiquement liées (étoiles doubles), ce qui permettait d'en déterminer les masses relatives. On lui doit aussi les premières mesures de photométrie stellaire.

Encore plus importante est la découverte – par Joseph Fraunhofer (1787-1826) – du spectre des étoiles, dont l'étude est le fondement même de l'astrophysique. La comparaison des spectres de différentes étoiles conduisit à une classification en un certain nombre de types spectraux, dont l'importance se révéla rapidement. L'interprétation théorique de ces spectres, rendue possible grâce aux progrès de la physique à la fin du xixe siècle, permit de déterminer la température et la composition chimique des étoiles et d'aborder l'étude des atmosphères stellaires.

Au xxe siècle, la découverte des réactions nucléaires permettait à l'astrophysique stellaire de progresser considérablement ; elle mettait en évidence l'origine de l'énergie rayonnée, ce qui fournissait le moyen d'étudier l'intérieur des étoiles : c'est dans les réactions de fusions thermonucléaires, qui se produisent au centre des étoiles, où la température et la pression sont considérables, que ces astres puisent leur énergie. Une conclusion s'imposa alors : la source de cette énergie n'est pas éternelle ; donc les étoiles évoluent, et les différents types spectraux correspondent à différents états d'évolution.

Évolution des étoiles

Vidéo : Évolution des étoiles

Principales phases dans l'activité d'une étoile.Une étoile naît de la contraction d'une nébuleuse de gaz et de poussière interstellaires.À sa naissance, l'étoile apparaît bleue en raison de la température élevée de sa surface résultant des réactions thermonucléaires qui se... 

Crédits : Planeta Actimedia S.A.© Encyclopædia Universalis France pour la version française.

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Vers 1930, les astronomes montrèrent que les étoiles naissent et évoluent ; ce résultat est maintenant bien acquis, mais les processus par lesquels se font cette naissance et cette évolution ne sont pas encore entièrement élucidés. On peut considérer que ce sont là les deux problèmes fondamentaux de l'astrophysique stellaire.

La masse des galaxies se répartit entre les étoiles et le gaz interstellaire. Des échanges importants s'opèrent entre ces deux phases. La matière interstellaire, en grande partie condensée en nuages, donne naissance aux étoiles, qui, en évoluant, lui restituent tout ou partie de la matière dont elles sont formées. Le moteur de l'évolution stellaire est constitué par la gravitation et les réactions thermonucléaires. Ces dernières fournissent l'énergie rayonnée par l'étoile en synthétisant par étapes des noyaux de masses de plus en plus élevées. Les étoiles de masse voisine de celle du Soleil terminent leur existence, longue de plusieurs milliards d'années, sous la forme de naines blanches, extrêmement compactes : elles ne restituent que très peu de matière au milieu interstellaire. En revanche, l'évolution des étoiles massives se termine par une explosion (supernova) à la suite de laquelle une fraction de leur masse est laissée sous la forme d'une étoile à neutrons ou peut-être, pour les plus massives d'entre elles, d'un trou noir. Le reste de l'étoile est dispersé dans l'espace. Les explosions de supernovae sont à l'origine de l'enrichissement progressif de la matière cosmique en éléments lourds nouvellement synthétisés et contribuent, par l'énergie qu'elles libèrent (environ 1044 J), à modeler la structure du milieu interstellaire.

Reste de supernova N 63A

Photographie : Reste de supernova N 63A

Le reste de supernova N 63A, dans le Grand Nuage de Magellan. L'étoile qui a donné naissance à la supernova était probablement cinquante fois plus massive que le Soleil. 

Crédits : NASA/ ESA/ HEIC & The Hubble Heritage

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Observation des étoiles

Les étoiles ont été observées jusqu'à présent uniquement par l'intermédiaire de leur rayonnement électromagnétique et plus particulièrement de leur rayonnement lumineux. Ce dernier est important, d'une part, parce qu'aux températures qui règnent à la surface des étoiles le maximum de l'émission se trouve dans cette partie du spectre ; d'autre part, parce que, pendant longtemps, ce fut le seul observable : toutes les autres ondes, exception faite des ondes radio, sont absorbées par l'atmosphère. Depuis l'avènement de l'ère spatiale, il est possible d'observer les rayonnements gamma, X, ultraviolet et infrarouge émis par les étoiles.

L'observation d'une étoile consiste principalement à déterminer la distribution spectrale du rayonnement électromagnétique qu'elle envoie. On distingue en pratique deux types principaux d'observations : d'une part, la photométrie s'attache à étudier l'éclat des étoiles dans un domaine de fréquence assez large, souvent même l'éclat intégré dans tout le spectre visible ; la photométrie en plusieurs couleurs (colorimétrie stellaire) permet d'avoir d'une manière simple des renseignements sur le spectre continu des étoiles ; d'autre part, la spectroscopie effectue une analyse beaucoup plus détaillée du rayonnement en utilisant des instruments à grande dispersion. Elle permet d'identifier les éléments présents dans l'atmosphère des étoiles, grâce à leurs raies d'émission ou d'absorption. En outre, l'étude des intensités relatives de ces raies permet d'aborder le problème de l'abondance des éléments.

Photométrie stellaire

L'éclat stellaire est l'éclairement que produit une étoile-source sur un plan normal aux rayons lumineux. Bien que directement accessible à l'observation, on le détermine en valeur relative en comparant les éclats de deux étoiles ou en observant la variation dans le temps de l'éclat d'une même étoile.

À cause des très grandes différences d'éclat entre les étoiles, on utilise une échelle logarithmique, et on exprime le rapport des éclats de deux étoiles par leur « différence de magnitude », définie par la loi de Pogson :

Pour pouvoir attribuer à chaque étoile une certaine « magnitude », on fixe plus ou moins arbitrairement la magnitude d'une étoile de référence comme zéro de l'échelle. Il existe de nombreux systèmes de magnitudes, qui diffèrent selon la manière dont elles sont mesurées (magnitudes visuelles, photographiques, photo-électriques, etc.).

En pratique, la détermination des magnitudes stellaires n'est pas simple : l'éclat mesuré dépend de l'éclat de la source elle-même, de son affaiblissement lors de la traversée de l'atmosphère et de l'instrument d'observation, et enfin du domaine spectral du récepteur utilisé. Pour ne pas avoir à déterminer ces deux dernières quantités, les magnitudes d'une séquence d'étoiles voisines du pôle Nord ont été mesurées dans de nombreux observatoires, et la moyenne des valeurs trouvées pour chaque étoile a été adoptée comme « m [...]

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Évolution des étoiles

Évolution des étoiles
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Reste de supernova N 63A

Reste de supernova N 63A
Crédits : NASA/ ESA/ HEIC & The Hubble Heritage

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Étoiles les plus proches

Étoiles les plus proches
Crédits : Encyclopædia Universalis France

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Étoile variable V838 Monocerotis

Étoile variable V838 Monocerotis
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Pour citer l’article

André BOISCHOT, Jean-Pierre CHIÈZE, « ÉTOILES », Encyclopædia Universalis [en ligne], consulté le 25 novembre 2021. URL : https://www.universalis.fr/encyclopedie/etoiles/