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étoile

(latin stella)

Classification des étoiles et diagramme HR
Classification des étoiles et diagramme HR

Astre doué d'un éclat propre, dû aux réactions thermonucléaires dont il est le siège.

Les 20 étoiles les plus brillantes du ciel

LES 20 ÉTOILES LES PLUS BRILLANTES DU CIEL

nom usuel

nom officiel

magnitude visuelle
apparente

distance en années
de lumière

Sirius

α Grand Chien

- 1,4

    8,6

Canopus

α Carène

- 0,6

  300

Rigil Kentarus

α Centaure

- 0,3

    4,35

Arcturus

α Bouvier

- 0,05

   37

Véga

α Lyre

+ 0,03

   25,3

Capella

α Cocher

+ 0,1

   42

Rigel

α Orion

+ 0,2

  800

Procyon

α Petit Chien

+ 0,4

   11,4

Achernar

α Éridan

+ 0,5

  140

Bételgeuse

α Orion

+ 0,5 *

  400

Agena

β Centaure

+ 0,6

  500

Altaïr

α Aigle

+ 0,8

   17

Aldébaran

α Taureau

+ 0,9

   65

Acrux

α Croix du Sud

+ 0,9

  300

l'Épi

α Vierge

+ 1

  270

Antarès

α Scorpion

+ 1 **

  700

Pollux

β Gémeaux

+ 1,2

   34

Fomalhaut

α Poisson austral

+ 1,2

   25

Deneb

α Cygne

+ 1,3

3 000

Mimosa

β Croix du Sud

+ 1,3

  490

* en moyenne (magnitude apparente variable entre 0,1 et 1,2)
** en moyenne (magnitude apparente variable entre 0,9 et 1,8)

ASTRONOMIE

Les étoiles forment avec le gaz et les poussières interstellaires le matériau constitutif des galaxies. L'étoile la mieux connue est le Soleil. De la Terre, on peut voir à l'œil nu quelque 6 000 étoiles sur l'ensemble du ciel (magnitude) ; toutes appartiennent à la Galaxie, dans laquelle est inclus le Système solaire.

L'évolution stellaire

Les étoiles naissent de la contraction de vastes nuages de matière interstellaire (nébuleuses) et, plus particulièrement, de nuages moléculaires.. Cette contraction s'accompagne d'un accroissement de température. Lorsque cette dernière devient suffisante (environ 10 millions de degrés), des réactions thermonucléaires s'amorcent dans leurs régions centrales et permettent aux étoiles de rayonner. Leur évolution comporte une succession de périodes durant lesquelles elles se contractent sous l'effet de leur propre gravitation : la matière qui les constitue subit ainsi un échauffement de plus en plus intense, qui autorise le déclenchement de réactions nucléaires entre éléments de plus en plus lourds. Pendant la majeure partie de leur vie, elles tirent leur énergie de la transformation d'hydrogène en hélium (cas du Soleil actuel). Aussi observe-t-on de nombreuses étoiles à ce stade de leur évolution. Plus une étoile est massive, plus son hydrogène est brûlé rapidement, cette phase pouvant durer de quelques millions à plus de 10 milliards d'années. En revanche, il existe des « avortons » d'étoiles, appelés naines brunes, où la combustion de l'hydrogène ne parvient jamais à s'amorcer faute d'une masse et, donc, d'une température suffisantes.

Lorsque l'hydrogène s'épuise au cœur de l'étoile, celle-ci se contracte, permettant ainsi à l'hydrogène de brûler sur des couches moins profondes pendant que l'enveloppe stellaire se dilate : c'est la phase de géante rouge. Le Soleil atteindra ce stade dans 5 milliards d'années environ. Son rayon aura alors centuplé. Après la combustion de l'hélium en couches, de nouvelles réactions nucléaires se produisent au cœur de l'étoile. Celle-ci connaît une phase d'instabilité puis un destin lié à sa masse.

Si l'étoile est peu massive (de masse inférieure à 1,4 fois celle du Soleil), elle subit une ultime contraction qui la transforme en une naine blanche, de dimension planétaire, très dense (environ 1 t/cm3), assez chaude (environ 10 000 K en surface) mais peu lumineuse (0,001 fois la luminosité du Soleil), qui s'éteint progressivement (naine noire). Lorsqu'une naine blanche forme avec une géante de son voisinage une étoile double dont les composantes sont suffisamment rapprochées, l'accrétion de la matière de la géante peut provoquer l'explosion des couches périphériques de la naine blanche : on observe alors une nova, qui devient de 10 000 à 100 000 fois plus brillante avant de reprendre son éclat initial en quelques mois ou années. La matière libérée par l'explosion forme autour de l'étoile une bulle de gaz en expansion appelée « nébuleuse planétaire ».

Si l'étoile est massive, elle explose complètement et devient de 10 à 100 millions de fois plus brillante (supernova) avant de décliner inexorablement. Seul subsiste son cœur, très dense, qui se contracte ensuite pour donner une étoile à neutrons (si la masse est comprise entre 1,4 et 3 fois environ celle du Soleil) ou un trou noir (si la masse est supérieure à 3 fois celle du Soleil). La matière éjectée lors de l'explosion forme une nébuleuse en expansion (reste de supernova) qui se disperse progressivement dans l'espace.

Les étoiles à neutrons sont de petites étoiles (environ 10 km de rayon) extrêmement denses (108 t/cm3), constituées essentiellement de matière dégénérée réduite à un gaz de neutrons. Les pulsars sont des étoiles à neutrons en rotation rapide, dotées d'un champ magnétique intense. Quant aux trous noirs, encore plus denses, ils doivent leur nom au fait que leur champ de gravitation est si intense que rien, pas même la lumière, n'en peut sortir. Les étoiles atteignant ce stade sont en effondrement gravitationnel permanent. Bien que non décelable par son rayonnement, un trou noir peut être détecté indirectement par les effets gravitationnels qu'il exerce sur des astres voisins.

L'empreinte chimique de la plus vieille étoile connue a été observée par des astronomes australiens en 2014. Située dans la Voie lactée, à environ 6 000 années-lumière de la Terre, l'étoile SMSS J0313000.36-670839.3. s'est formée peu après le big bang, il y a 13,7 milliards d'années, et pourrait aider à mieux comprendre les origines de l'Univers.

Les spectres

L'ensemble des radiations monochromatiques résultant de la décomposition de la lumière issue d'un astre, en particulier d'une étoile, constitue le spectre de cet astre. L'intensité du rayonnement n'est, en général, pas continue : pour certaines longueurs d'onde, elle se renforce (raies brillantes, correspondant à l'émission de lumière) ; pour d'autres, elle s'affaiblit (raies sombres, correspondant à l'absorption de lumière, notamment dans les atmosphères stellaires). Plus la température superficielle d'une étoile est élevée, plus le spectre de cette étoile est riche en rayonnement de courtes longueurs d'onde. Les étoiles sont classées en différents types spectraux. C'est grâce à l'enregistrement et à l'analyse de leur spectre que l'on parvient à déterminer la composition chimique des étoiles, les conditions physiques (température et pression) régnant dans leur atmosphère, leurs mouvements, etc.

Luminosité, dimensions

D'après leur luminosité, on distingue trois grandes familles d'étoiles : les supergéantes (10 000 fois la luminosité du Soleil), les géantes (100 fois la luminosité du Soleil) et les naines (luminosité comparable ou inférieure à celle du Soleil). À ces différences de luminosité correspondent des différences de dimensions. Les étoiles les plus volumineuses sont les supergéantes rouges (environ 1 000 fois le rayon du Soleil) et les géantes rouges (environ 100 fois le rayon du Soleil). Les naines regroupent aussi bien les étoiles alimentées par la fusion de leur hydrogène en hélium, comme le Soleil (environ 700 000 km de rayon), que les naines blanches (environ 5 000 km de rayon) et les étoiles à neutrons.

La plus grosse étoile connue est ε du Cocher, dont le diamètre atteint 2 700 fois celui du Soleil. Il existe aussi une relation entre la masse et la luminosité des étoiles. La plupart des étoiles ont une masse comprise entre 0,1 et 60 fois celle du Soleil.

Les distances stellaires

Pour exprimer les distances des étoiles, on utilise : l'année de lumière, ou année-lumière (al), distance parcourue par la lumière dans le vide en un an : 1 al = 9,46.1012 km (soit près de 10 000 milliards de km) ; le parsec (pc), abréviation de parallaxe-seconde, distance d'où l'on voit le rayon de l'orbite terrestre sous un angle (ou parallaxe) de 1" : 1 pc = 3,26 al. On utilise aussi deux multiples de cette unité, le kiloparsec (kpc), qui vaut 1 000 pc, et le mégaparsec (Mpc), qui vaut 106 pc. L'étoile la plus proche du Système solaire, Proxima du Centaure, est située à 4,22 al.

Pour mesurer la distance des étoiles les plus proches, on tire parti de leur léger déplacement apparent annuel sur le fond du ciel, consécutif au mouvement de la Terre autour du Soleil. En observant ces étoiles à six mois d'intervalle, c'est-à-dire en deux positions opposées de la Terre sur son orbite, on peut déterminer leur parallaxe annuelle, angle sous lequel un observateur placé sur l'étoile considérée verrait le rayon de l'orbite terrestre. La distance d d'une étoile, exprimée en parsecs, et sa parallaxe π, en secondes d'arc, sont reliées par la relation : d = 1/π. Cette méthode n'est utilisable que pour des étoiles situées à moins de 100 parsecs, mais elle joue un rôle fondamental pour calibrer toutes les autres méthodes autorisant une pénétration plus profonde dans l'espace.