Depuis que nous sommes capable d'observer les étoiles avec précision les scientifiques essaient
de les classer avec le plus de rigeur possible. Aujourd'hui il existe trois classifications
majeurs et reconnues des étoiles :
La classification de Harvard. Créée au XXème siecle par Henry Draper, elle organise les étoiles selon leurs spectres d'absorption et d'emmisssion (donc leurs couleur). Elle distingue 7 types d'étoiles, chacun designé par une lettre. Elle s'organisent dans cette
ordre ( du plus chaud au plus froid ) : O, B, A, F, G, K, M. Dans le language courant ces lettre sont souvent remplaçées par une couleur. Par exemple les étoiles de classe O sont appelées étoile [insérer ici une catégorie MKK] bleu
A l'inverse les étoiles de catégories M sont les étoiles rouges. (N'oubliez pas que, en physique, plus quelque chose tend vers le rouge, plus il est froid )
La classification MKK. Introduite en 1943 par William Morgan, Philip C. Keenan et Edith
Kellman de l'observatoire Yerkes, elle trie les étoiles selon leurs luminosité. C'est la
classification la plus connue et celle que nous allons présenter sur ce site. La classification MKK est souvent associée
à la classification de Harvard afin de caractériser avec plus de précision les différente étoiles.
La classification par population d'étoiles. Lorsque les scientifiques ont besoins
d'utiliser une classification plus générale ils utilisent celle çi. Elle distingue deux catégories d'étoiles selon leurs ages et
leur régions d'apparition
Attention ! Ne confondez pas la luminosité d'une étoile et sa couleur ! La luminosité définit la classe de l'étoile (Naine, géante, etc) alors que la couleur définit son type spectrale
Il est important de préciser que au cours de sa vie une étoile évolue et n'appartient pas tout le temps à la même classe.
Pour plus d'information à ce sujet, veuiller consulter la vie d'une étoile
Toute ces informations sont souvent synthétisées grace à ce diagramme appelé "Diagramme de Hertzsprung-Russell". (Relativement effrayant je vous l'accorde)
(cliquez sur l'image si vous êtes alergique à la physique)
I-Les étoiles supergéante
Comme leur nom l'indique les étoiles supergéantes sont les plus grandes étoiles connues actuellement. Elles ont une masse variant entre 10 et 70 masse solaires mais leur caractéristique la plus impressionante n'est autre
que leurs taille gigantesque : les plus petites ont un diamètre de 50 rayons solaires mais les plus grandes peuvent atteindre les 1000 rayons solaires !
Une idée reçue très courante est de dire que : plus une étoile est grande, plus elle est chaude.C'est totalement faux ! Par exemple il existe des étoiles supergéante appartenant à la classe M (la plus froide), ce sont les
les supergéantes rouges. Par exemple vous avez sans doute entendu parler de Betelgeuse, cette supergéante rouge de la constellation d'orion. En effet elle est connue du grand public pour être proche de la fin de sa vie.
En revanche ,de par leur taille, les supergéantes sont naturellement extrêmement lumineuses. Pour donner un ordre d'idée, elles ont un éclat compris entre 10 000 et 1 millions de fois celui du soleil ! Cela explique la distance astronomique
à laquelle nous pouvons apèrcevoir ces étoiles. La prochaine fois que vous contemplerai Betelgeuse, dîtes vous que vous voyez parfaitement une étoile située à 500 années lumières !
Leur durée de vie est, quand à elle, très courte. "Seulement" 1 millions d'années. Cela s'explique par leur masse gigantesque. L'énergie nécessaire pour les empêcher de s'effondrer sur elle mêmes est si grande qu'elle consomme les ressources de l'étoile à une vitesse gigantesque.
A sa mort elles explosent dans une supernova immense avant de se transformer en étoiles à neutrons ou en trous noirs...
Vous n'avez sans doute jamais entendue parler de ce type d'étoile... et c'est normal ! Il s'agit d'une catégorie d'étoile situé entre les imposantes supergéantes et les très connues géantes.Donc... tout le monde
les a oubliées. Elles ont un rayon compris entre 10 et 100 rayons solaires. Contrairement à ce que laisse entendre leur noms elles brillent beaucoup moins fort que les supergéantes avec un maximum de 1000
luminosité solaire et un minimum de 10 luminosité solaire. Donc rien de particulièrement remarquable. Néamoins, l'une des étoile les plus brillante du ciel n'est autre que Epsilon Canis Majoris, une
étoile géante lumineuse. Plus communément appelée Adhara, il s'agit de la 22ème étoile la plus brillante du ciel ! Vous pouvez l'observer dans la constellation du grand chien, elle se trouve non loin de Sirius (seule
étoile de la constellation plus brillante qu'elle.) Repérée dès l'Antiquité elle fut extrêmement pratique aux astrophysiciens car c'est l'une des seules géantes lumineuse suffisamment proche de nous pour être observée. Leur rayon quand à lui oscille entre 10 et 100 rayons solaires. Maitenant
vous connaissez cette classe d'étoiles mal-aîmée et vous pourrez briller en soirée(ou pas) en évoquant Epsilon Canis Majoris.
( Toujours donner les noms en latin; cela ne sert strictement à rien mais ça impressionne beaucoup. )
Maintenant une énième preuve de l'originalité des astronomes : lorsque l'astronome danois Ejnar Hertzsprung à découvert une nouvelle sorte d'étoile plus grande que la moyenne en 1905,
il eu la brillante idée de la nommer "étoile géante". En réalité, si cette classe d'étoile est "connu" c'est souvent parce que l'on a entendu dire que le soleil deviendrai une étoile géante avant
de mourir. Et c'est parfaitement vrai ! Les étoiles géantes sont presque toujours des étoiles en fin de vie qui n'ont souvent plus beaucoup d'espérance de vie avant d'exploser en une super-nova.
(pour plus d'information consulter cet exellent article) Pour c qui concerne leurs caractéristique pures elles ont entre 10 et
1000 luminosité solaires et entre 10 et 100 rayons solaires.
Encore une fois leurs lumière est très variée. En effet elle oscille entre la classe O et la classe M (donc entre les deux extrêmes). Je me répête mais il ne faut pas confondre la couleur d'une étoile, donc son type spectrale avec sa luminositée.
Les étoiles sous-géantes sont une classe d'étoiles qui sont plus brillantes que les étoiles normales (naines) de la séquence principale de même type spectral, mais moins brillantes que les vraies géantes.
On pense que ce sont des étoiles qui sont en train ou qui ont déjà cessé la fusion de l'hydrogène dans leur cœur. Dans les étoiles d'environ une masse solaire, cela provoque la contraction du cœur, ce qui augmente suffisamment la température centrale de l'étoile pour déplacer la fusion de l'hydrogène dans une couche entourant le cœur. Finalement, cela provoque le gonflement de l'étoile qui est en train de se transformer en vraie géante. Au début de la phase sous-géante (par exemple Procyon A) le diamètre et la luminosité ont augmenté, mais l'étoile doit encore se refroidir et changer de couleur de façon significative. Les sous-géantes plus tardives qui sont plus proches de devenir de vraies géantes ont des diamètres plus importants et une température plus basse que les étoiles de masse comparable de la séquence principale. Elle sont donc une phase intermédiaire
entre l'état de naine (c'est à dire d'étoile classique) et de géantes.
En traçant le diagramme qui porte leur nom, les astronomes Hertzsprung et Russell mirent en évidence une longue diagonale sur laquelle se trouvaient la majorité des étoiles : la séquence principale. Les études théoriques ont montré que les étoiles de cette séquence sont celles qui utilisent la fusion de l’hydrogène en hélium comme source d’énergie. Le fait que cette phase de la vie d’une étoile soit la plus stable et la plus longue explique que la majorité des étoiles observables dans le ciel se trouvent sur la séquence principale.
Vous avez sans doute déja entendue parler de ces étoiles sous le nom de "naines". En effet c'est bien leur nom courant. Il ne faut cependant pas
les confondres avec les naines blanches qui elles sont un type distinct d'étoiles.
La durée de vie d’une étoile sur la séquence principale dépend de deux facteurs : la quantité d’hydrogène disponible en son centre et la vitesse à laquelle elle brûle ce combustible. La première quantité est proportionnelle à la masse de l’étoile. Si vous multipliez celle-ci par deux, vous obtenez deux fois plus de combustible au centre. Le deuxième paramètre est lié à l’énergie produite par l’étoile, donc à sa luminosité. Or, la luminosité n’est par simplement proportionnelle à la masse, mais augmente beaucoup plus vite que cela. Par exemple, si vous multipliez par deux la masse d’une étoile, sa luminosité est multipliée par 10.
Ces considérations ont une conséquence importante sur la durée de vie stellaire. Une étoile de deux masses solaires brûle son hydrogène 10 fois plus vite que le Soleil, mais ne possède un stock de combustible que deux fois plus grand. Sa durée de vie sur la séquence principale est donc cinq fois plus courte.
Ainsi, les étoiles ont des durées de vie très diverses. Alors que le Soleil peut espérer une vie tranquille de 10 milliards d’années (avant de devenir une géante rouge), les étoiles les plus massives n’ont à leur disposition que quelques millions d’années. Les étoiles les moins massives ont quant à elles plus de 100 milliards d’années à vivre. Il y a donc presque un facteur 10.000 entre l’espérance de vie la plus longue et la plus courte
Une sous-naine est une étoile de classe de luminosité VI dans la classification spectrale MK. Aujourd'hui, la notation VI est assez rare et la notation sd (pour l'anglais subdwarf) est plus usuelle. Situées un peu en dessous de la séquence principale dans le diagramme de Hertzsprung-Russell, les sous-naines sont moins lumineuse que les étoiles de la séquence principales. Elles ont un intêret relativement limité en science et vous n'en entendrai que peu parler. Plus d'informations seront données dans l'article sur la vie des étoiles.
Découvertes en 1825 par Friedrich Georg Wilhelm von Struve (oui les astronome on TOUS des nom imprononçables) les naines blanches sont l'une des catégories d'étoiles les plus intéressante qui soit. Une naine blanche possède en effet une masse inférieure quoique comparable à celle du Soleil pour un volume similaire à celui de la Terre. Sa masse volumique est ainsi de l’ordre d’une tonne par centimètre cube, plusieurs dizaines de milliers de fois plus élevée que celle des matériaux observés sur Terre. Elle possède donc une densité susceptible de tordre facilement l'espace-temps, presque à la manière des trous-noir. Sa température de surface, qui peut dépasser au départ 100 000 kelvins (99 725 C°) , provient de la chaleur emmagasinée par son étoile parente, chaleur dont le transfert thermique est très lent du fait de la faible surface de l'astre5. C'est aussi du fait de cette faible surface que, malgré sa température élevée, la luminosité d'une naine blanche reste limitée à une valeur de l’ordre d’un millième de luminosité solaire, et décroît au cours du temps.
Les naines blanches sont un domaine de l'astrophysique relativement compliqué donc nous n'entrerons pas dans les détails mais sachez que elle génèrent nottament un champ élèctrique relativement intense et qu'elle permettent la formations de nombreux éléments complexes à synthétiser autrement.
Les naines brunes ont une masse qui se situe entre les planètes les plus massives et les étoiles les moins massives. En raison de cette masse trop faible, la température et la pression du cœur ne sont pas suffisantes pour maintenir les réactions de fusion nucléaire de l'hydrogène. Une naine brune peut, à une certaine époque, avoir réussi à démarrer des réactions de fusion, mais n'avoir jamais atteint un état stable et avoir fini par « s'éteindre ». C'est en quelque sorte une étoile avortée
En général, on considère qu'une naine brune doit avoir une masse supérieure à 13 fois celle de Jupiter, ce qui est la masse inférieure à laquelle un astre peut fusionner du deutérium, et inférieure à 0,07 masse solaire, masse au-dessus de laquelle les réactions de fusion (de l'hydrogène) peuvent s'enclencher durablement.
Les étoiles brunes dérivent ainsi dans l'espace, indéfiniment bloquées entre l'état de planète et celui d'étoiles.
