Ancrée par l'étoile Polaris, la constellation de la Petite Ourse représente quel animal ?
ours
Pendant au moins une partie de sa vie, une étoile brille grâce à la fusion thermonucléaire de l'hydrogène en hélium dans son noyau, libérant de l'énergie qui traverse l'intérieur de l'étoile puis rayonne dans l'espace. Presque tous les éléments naturels plus lourds que l'hélium sont créés par nucléosynthèse stellaire au cours de la vie de l'étoile, et pour certaines étoiles, par nucléosynthèse de supernova lors de son explosion. Vers la fin de sa vie, une étoile peut également contenir de la matière dégénérée. Les astronomes peuvent déterminer la masse, l'âge, la métallicité (composition chimique) et de nombreuses autres propriétés d'une étoile en observant respectivement son mouvement dans l'espace, sa luminosité et son spectre. La masse totale d’une étoile est le principal facteur qui détermine son évolution et son destin éventuel. D'autres caractéristiques d'une étoile, notamment le diamètre et la température, changent au cours de sa vie, tandis que l'environnement de l'étoile affecte sa rotation et son mouvement. Un tracé de la température de nombreuses étoiles en fonction de leurs luminosités produit un tracé connu sous le nom de diagramme de Hertzsprung-Russell (diagramme H-R). Tracer une étoile particulière sur ce diagramme permet de déterminer l’âge et l’état évolutif de cette étoile. William Herschel fut le premier astronome à tenter de déterminer la répartition des étoiles dans le ciel. Au cours des années 1780, il installa une série de jauges dans 600 directions et compta les étoiles observées le long de chaque ligne de visée. Il en déduisit que le nombre d’étoiles augmentait régulièrement d’un côté du ciel, en direction du noyau de la Voie lactée. Son fils John Herschel a répété cette étude dans l'hémisphère sud et a constaté une augmentation correspondante dans la même direction. En plus de ses autres réalisations, William Herschel est également connu pour sa découverte selon laquelle certaines étoiles ne se trouvent pas simplement dans la même ligne de mire, mais sont également des compagnons physiques qui forment des systèmes stellaires binaires. La première mesure directe de la distance à une étoile (61 Cygni à 11,4 années-lumière) a été réalisée en 1838 par Friedrich Bessel en utilisant la technique de la parallaxe. Les mesures de parallaxe ont démontré la grande séparation des étoiles dans le ciel. L'observation des étoiles doubles a pris une importance croissante au cours du XIXe siècle. En 1834, Friedrich Bessel observa des changements dans le mouvement propre de l'étoile Sirius et en déduisit un compagnon caché. Edward Pickering a découvert le premier binaire spectroscopique en 1899 lorsqu'il a observé la division périodique des raies spectrales de l'étoile Mizar sur une période de 104 jours. Des observations détaillées de nombreux systèmes d'étoiles binaires ont été recueillies par des astronomes tels que William Struve et S. W. Burnham, permettant de déterminer la masse des étoiles à partir du calcul des éléments orbitaux. La première solution au problème consistant à dériver une orbite d’étoiles binaires à partir d’observations au télescope a été proposée par Félix Savary en 1827. Des travaux théoriques importants sur la structure physique des étoiles ont eu lieu au cours des premières décennies du XXe siècle. En 1913, le diagramme de Hertzsprung-Russell fut développé, propulsant l'étude astrophysique des étoiles. Des modèles réussis ont été développés pour expliquer l’intérieur des étoiles et leur évolution. Cecilia Payne-Gaposchkin a proposé pour la première fois que les étoiles étaient constituées principalement d'hydrogène et d'hélium dans sa thèse de doctorat de 1925. Les spectres des étoiles ont été mieux compris grâce aux progrès de la physique quantique. Cela a permis de déterminer la composition chimique de l’atmosphère stellaire. Au cours de leur phase de combustion de l'hélium, les étoiles de plus de neuf masses solaires se dilatent pour former des supergéantes rouges. Lorsque ce combustible est épuisé au niveau du cœur, ils continuent à fusionner des éléments plus lourds que l'hélium. Le noyau se contracte et la température et la pression augmentent suffisamment pour faire fondre le carbone (voir Processus de combustion du carbone). Ce processus se poursuit, les étapes successives étant alimentées par du néon (voir processus de combustion du néon), de l'oxygène (voir processus de combustion de l'oxygène) et du silicium (voir processus de combustion du silicium). Vers la fin de la vie de l'étoile, la fusion se poursuit le long d'une série de coquilles en forme d'oignon au sein d'une étoile massive. Chaque coque fusionne un élément différent, la coque la plus externe fusionnant l'hydrogène ; la coque suivante fusionnant l'hélium, et ainsi de suite. Dans les étoiles plus grandes, la fusion se poursuit jusqu'à ce que le noyau de fer devienne si gros (plus de 1,4 ) qu'il ne peut plus supporter sa propre masse. Ce noyau s'effondrera soudainement lorsque ses électrons seront dirigés vers ses protons, formant des neutrons, des neutrinos et des rayons gamma dans une explosion de capture d'électrons et de désintégration bêta inverse. L’onde de choc formée par cet effondrement soudain fait exploser le reste de l’étoile en supernova. Les supernovae deviennent si brillantes qu'elles peuvent brièvement éclipser toute la galaxie d'origine de l'étoile. Lorsqu’elles se produisent dans la Voie lactée, les supernovae ont toujours été observées par des observateurs à l’œil nu comme de « nouvelles étoiles » là où aucune n’existait auparavant.
Une étoile est une sphère lumineuse de plasma maintenue par sa propre gravité. L'étoile la plus proche de la Terre est le Soleil. De nombreuses autres étoiles sont visibles à l’œil nu depuis la Terre pendant la nuit, apparaissant comme une multitude de points lumineux fixes dans le ciel en raison de leur immense distance par rapport à la Terre. Historiquement, les étoiles les plus importantes étaient regroupées en constellations et astérismes, dont les plus brillants recevaient des noms propres. Les astronomes ont rassemblé des catalogues d'étoiles qui identifient les étoiles connues et fournissent des désignations stellaires standardisées. Cependant, la plupart des étoiles de l’Univers, y compris toutes les étoiles situées en dehors de notre galaxie, la Voie lactée, sont invisibles à l’œil nu depuis la Terre. En effet, la plupart sont invisibles depuis la Terre, même à travers les télescopes les plus puissants.
Pendant au moins une partie de sa vie, une étoile brille grâce à la fusion thermonucléaire de l'hydrogène en hélium dans son noyau, libérant de l'énergie qui traverse l'intérieur de l'étoile puis rayonne dans l'espace. Presque tous les éléments naturels plus lourds que l'hélium sont créés par nucléosynthèse stellaire au cours de la vie de l'étoile, et pour certaines étoiles, par nucléosynthèse de supernova lors de son explosion. Vers la fin de sa vie, une étoile peut également contenir de la matière dégénérée. Les astronomes peuvent déterminer la masse, l'âge, la métallicité (composition chimique) et de nombreuses autres propriétés d'une étoile en observant respectivement son mouvement dans l'espace, sa luminosité et son spectre. La masse totale d’une étoile est le principal facteur qui détermine son évolution et son destin éventuel. D'autres caractéristiques d'une étoile, notamment le diamètre et la température, changent au cours de sa vie, tandis que l'environnement de l'étoile affecte sa rotation et son mouvement. Un tracé de la température de nombreuses étoiles en fonction de leurs luminosités produit un tracé connu sous le nom de diagramme de Hertzsprung-Russell (diagramme H-R). Tracer une étoile particulière sur ce diagramme permet de déterminer l’âge et l’état évolutif de cette étoile.
La vie d'une étoile commence par l'effondrement gravitationnel d'une nébuleuse gazeuse composée principalement d'hydrogène, d'hélium et de traces d'éléments plus lourds. Lorsque le noyau stellaire est suffisamment dense, l’hydrogène est progressivement converti en hélium par fusion nucléaire, libérant ainsi de l’énergie. Le reste de l'intérieur de l'étoile éloigne l'énergie du noyau grâce à une combinaison de processus de transfert de chaleur radiatif et convectif. La pression interne de l’étoile l’empêche de s’effondrer davantage sous sa propre gravité. Lorsque l'hydrogène combustible au cœur sera épuisé, une étoile d'une masse 0,4 fois supérieure à celle du Soleil se développera pour devenir une géante rouge. Dans certains cas, il fusionnera des éléments plus lourds au niveau du noyau ou dans des coques autour du noyau. Au fur et à mesure de son expansion, l'étoile rejette une partie de sa masse, enrichie de ces éléments plus lourds, dans l'environnement interstellaire, pour être recyclée plus tard en tant que nouvelles étoiles. Pendant ce temps, le noyau devient un vestige stellaire : une naine blanche, une étoile à neutrons, ou s'il est suffisamment massif, un trou noir.
Les systèmes binaires et multi-étoiles sont constitués de deux étoiles ou plus liées gravitationnellement et se déplaçant généralement les unes autour des autres sur des orbites stables. Lorsque deux de ces étoiles ont une orbite relativement proche, leur interaction gravitationnelle peut avoir un impact significatif sur leur évolution. Les étoiles peuvent faire partie d’une structure gravitationnelle beaucoup plus grande, comme un amas d’étoiles ou une galaxie.
Historique des observations
Historiquement, les étoiles ont joué un rôle important dans les civilisations du monde entier. Ils font partie des pratiques religieuses et sont utilisés pour la navigation et l'orientation célestes. De nombreux astronomes anciens croyaient que les étoiles étaient fixées de manière permanente à une sphère céleste et qu’elles étaient immuables. Par convention, les astronomes regroupaient les étoiles en constellations et les utilisaient pour suivre les mouvements des planètes et la position déduite du Soleil. Le mouvement du Soleil par rapport aux étoiles d’arrière-plan (et à l’horizon) a été utilisé pour créer des calendriers qui pourraient être utilisés pour réguler les pratiques agricoles. Le calendrier grégorien, actuellement utilisé presque partout dans le monde, est un calendrier solaire basé sur l'angle de l'axe de rotation de la Terre par rapport à son étoile locale, le Soleil.
La carte stellaire la plus ancienne, datée avec précision, est le résultat de l'astronomie égyptienne antique en 1534 avant JC. Les premiers catalogues d'étoiles connus ont été compilés par les anciens astronomes babyloniens de Mésopotamie à la fin du IIe millénaire avant JC, pendant la période kassite (environ 1531-1155 avant JC).
Le premier catalogue d'étoiles de l'astronomie grecque a été créé par Aristille vers 300 avant JC, avec l'aide de Timocharis. Le catalogue d'étoiles d'Hipparque (IIe siècle avant JC) comprenait 1 020 étoiles et a été utilisé pour assembler le catalogue d'étoiles de Ptolémée. Hipparque est connu pour la découverte de la première nova (nouvelle étoile) enregistrée. De nombreuses constellations et noms d’étoiles utilisés aujourd’hui proviennent de l’astronomie grecque.
Malgré l’apparente immuabilité du ciel, les astronomes chinois étaient conscients que de nouvelles étoiles pouvaient apparaître. En 185 après JC, ils furent les premiers à observer et à écrire sur une supernova, maintenant connue sous le nom de SN 185. L'événement stellaire le plus brillant de l'histoire enregistrée fut la supernova SN 1006, qui fut observée en 1006 et décrite par l'astronome égyptien Ali ibn. Ridwan et plusieurs astronomes chinois. La supernova SN 1054, qui a donné naissance à la nébuleuse du Crabe, a également été observée par des astronomes chinois et islamiques.
Les astronomes islamiques médiévaux ont donné des noms arabes à de nombreuses étoiles qui sont encore utilisées aujourd'hui et ont inventé de nombreux instruments astronomiques capables de calculer la position des étoiles. Ils construisirent les premiers grands instituts de recherche en observatoire, principalement dans le but de produire des catalogues d'étoiles Zij. Parmi ceux-ci, le Livre des étoiles fixes (964) a été écrit par l'astronome persan Abd al-Rahman al-Sufi, qui a observé un certain nombre d'étoiles, d'amas d'étoiles (dont l'amas d'Omicron Velorum et de Brocchi) et de galaxies (dont la galaxie d'Andromède). ). Selon A. Zahoor, au 11ème siècle, l'érudit persan Abu Rayhan Biruni a décrit la Voie lactée comme une multitude de fragments ayant les propriétés d'étoiles nébuleuses, et a également donné les latitudes de diverses étoiles lors d'une éclipse lunaire en 1019.
Selon Josep Puig, l'astronome andalou Ibn Bajjah a proposé que la Voie Lactée soit composée de nombreuses étoiles qui se touchaient presque et apparaissaient comme une image continue en raison de l'effet de réfraction de la matière sublunaire, citant son observation de la conjonction de Jupiter et Mars en 500 AH (1106/1107 après JC) comme preuve.
Les premiers astronomes européens tels que Tycho Brahe ont identifié de nouvelles étoiles dans le ciel nocturne (appelées plus tard novae), suggérant que le ciel n'était pas immuable. En 1584, Giordano Bruno suggéra que les étoiles étaient comme le Soleil et qu'il pourrait y avoir d'autres planètes, peut-être même semblables à la Terre, en orbite autour d'elles, une idée qui avait été suggérée plus tôt par les philosophes grecs anciens, Démocrite et Épicure, et par les philosophes médiévaux. Des cosmologistes islamiques tels que Fakhr al-Din al-Razi. Au siècle suivant, l’idée selon laquelle les étoiles étaient identiques au Soleil faisait consensus parmi les astronomes. Pour expliquer pourquoi ces étoiles n'exerçaient aucune attraction gravitationnelle nette sur le système solaire, Isaac Newton a suggéré que les étoiles étaient également réparties dans toutes les directions, une idée suggérée par le théologien Richard Bentley.
L'astronome italien Geminiano Montanari a enregistré l'observation des variations de luminosité de l'étoile Algol en 1667. Edmond Halley a publié les premières mesures du mouvement propre d'une paire d'étoiles « fixes » proches, démontrant qu'elles avaient changé de position depuis l'époque de l'Antiquité grecque. les astronomes Ptolémée et Hipparque.
William Herschel fut le premier astronome à tenter de déterminer la répartition des étoiles dans le ciel. Au cours des années 1780, il installa une série de jauges dans 600 directions et compta les étoiles observées le long de chaque ligne de visée. Il en déduisit que le nombre d’étoiles augmentait régulièrement d’un côté du ciel, en direction du noyau de la Voie lactée. Son fils John Herschel a répété cette étude dans l'hémisphère sud et a constaté une augmentation correspondante dans la même direction. En plus de ses autres réalisations, William Herschel est également connu pour sa découverte selon laquelle certaines étoiles ne se trouvent pas simplement dans la même ligne de mire, mais sont également des compagnons physiques qui forment des systèmes stellaires binaires.
La science de la spectroscopie stellaire a été lancée par Joseph von Fraunhofer et Angelo Secchi. En comparant les spectres d'étoiles telles que Sirius à ceux du Soleil, ils ont découvert des différences dans la force et le nombre de leurs raies d'absorption, les raies sombres dans un spectre stellaire causées par l'absorption de fréquences spécifiques par l'atmosphère. En 1865, Secchi commença à classer les étoiles en types spectraux. Cependant, la version moderne du système de classification stellaire a été développée par Annie J. Cannon dans les années 1900.
La première mesure directe de la distance à une étoile (61 Cygni à 11,4 années-lumière) a été réalisée en 1838 par Friedrich Bessel en utilisant la technique de la parallaxe. Les mesures de parallaxe ont démontré la grande séparation des étoiles dans le ciel. L'observation des étoiles doubles a pris une importance croissante au cours du XIXe siècle. En 1834, Friedrich Bessel observa des changements dans le mouvement propre de l'étoile Sirius et en déduisit un compagnon caché. Edward Pickering a découvert le premier binaire spectroscopique en 1899 lorsqu'il a observé la division périodique des raies spectrales de l'étoile Mizar sur une période de 104 jours. Des observations détaillées de nombreux systèmes d'étoiles binaires ont été recueillies par des astronomes tels que William Struve et S. W. Burnham, permettant de déterminer la masse des étoiles à partir du calcul des éléments orbitaux. La première solution au problème consistant à dériver une orbite d’étoiles binaires à partir d’observations au télescope a été proposée par Félix Savary en 1827.
Le XXe siècle a vu des progrès de plus en plus rapides dans l’étude scientifique des étoiles. La photographie est devenue un outil astronomique précieux. Karl Schwarzschild a découvert que la couleur d'une étoile et, par conséquent, sa température, pouvaient être déterminées en comparant la magnitude visuelle à la magnitude photographique. Le développement du photomètre photoélectrique a permis des mesures précises de magnitude à plusieurs intervalles de longueur d'onde. En 1921, Albert A. Michelson effectua les premières mesures d'un diamètre stellaire à l'aide d'un interféromètre sur le télescope Hooker de l'observatoire du mont Wilson.
Des travaux théoriques importants sur la structure physique des étoiles ont eu lieu au cours des premières décennies du XXe siècle. En 1913, le diagramme de Hertzsprung-Russell fut développé, propulsant l'étude astrophysique des étoiles. Des modèles réussis ont été développés pour expliquer l’intérieur des étoiles et leur évolution. Cecilia Payne-Gaposchkin a proposé pour la première fois que les étoiles étaient constituées principalement d'hydrogène et d'hélium dans sa thèse de doctorat de 1925. Les spectres des étoiles ont été mieux compris grâce aux progrès de la physique quantique. Cela a permis de déterminer la composition chimique de l’atmosphère stellaire.
À l'exception des supernovae, des étoiles individuelles ont principalement été observées dans le groupe local, et en particulier dans la partie visible de la Voie lactée (comme le démontrent les catalogues d'étoiles détaillés disponibles pour notre
galaxie). Mais quelques étoiles ont été observées dans la galaxie M100 de l'amas de la Vierge, à environ 100 millions d'années-lumière de la Terre.
Dans le superamas local, il est possible de voir des amas d'étoiles, et les télescopes actuels pourraient en principe observer des étoiles individuelles faibles dans le groupe local (voir Céphéides). Cependant, en dehors du superamas local de galaxies, ni des étoiles individuelles ni des amas d'étoiles n'ont été observés. La seule exception est une faible image d’un grand amas d’étoiles contenant des centaines de milliers d’étoiles situées à une distance d’un milliard d’années-lumière, soit dix fois plus loin que l’amas d’étoiles le plus éloigné observé précédemment.
Désignations
Le concept de constellation existait à l’époque babylonienne. Les anciens observateurs du ciel imaginaient que les arrangements proéminents d’étoiles formaient des motifs et les associaient à des aspects particuliers de la nature ou à leurs mythes. Douze de ces formations se trouvaient le long de la bande de l’écliptique et sont devenues la base de l’astrologie. Bon nombre des stars individuelles les plus importantes ont également reçu des noms, notamment avec des désignations arabes ou latines.
Outre certaines constellations et le Soleil lui-même, les étoiles individuelles ont leurs propres mythes. Pour les Grecs anciens, certaines « étoiles », connues sous le nom de planètes (du grec πλανήτης (planētēs), signifiant « vagabond »), représentaient diverses divinités importantes, d'où étaient tirés les noms des planètes Mercure, Vénus, Mars, Jupiter et Saturne. (Uranus et Neptune étaient également des dieux grecs et romains, mais aucune des deux planètes n'était connue dans l'Antiquité en raison de leur faible luminosité. Leurs noms ont été attribués par des astronomes ultérieurs.)
Vers 1600, les noms des constellations étaient utilisés pour nommer les étoiles dans les régions correspondantes du ciel. L'astronome allemand Johann Bayer a créé une série de cartes d'étoiles et a appliqué des lettres grecques pour désigner les étoiles de chaque constellation. Plus tard, un système de numérotation basé sur l'ascension droite de l'étoile a été inventé et ajouté au catalogue d'étoiles de John Flamsteed dans son livre "Historia coelestis Britannica" (l'édition de 1712), par lequel ce système de numérotation a été appelé désignation Flamsteed ou numérotation Flamsteed.
La seule autorité internationalement reconnue pour nommer les corps célestes est l'Union astronomique internationale (UAI). Un certain nombre d'entreprises privées vendent des noms de stars, ce que la British Library qualifie d'entreprise commerciale non réglementée. L'AIU s'est dissociée de cette pratique commerciale et ces noms ne sont ni reconnus par l'AIU ni utilisés par elle. L'International Star Registry est l'une de ces sociétés qui, dans les années 1980, a été accusée de pratique trompeuse en faisant croire que le nom attribué était officiel. Cette pratique ISR, désormais abandonnée, a été officieusement qualifiée d'arnaque et de fraude, et le ministère de la Consommation de la ville de New York a déposé une plainte contre l'ISR pour s'être engagé dans une pratique commerciale trompeuse.
Unités de mesure
Bien que les paramètres stellaires puissent être exprimés en unités SI ou en unités CGS, il est souvent plus pratique d'exprimer la masse, la luminosité et les rayons en unités solaires, en fonction des caractéristiques du Soleil :
Les grandes longueurs, comme le rayon d'une étoile géante ou le demi-grand axe d'un système stellaire binaire, sont souvent exprimées en unités astronomiques, approximativement égales à la distance moyenne entre la Terre et le Soleil (150 millions de km ou 93 millions de milles).
Formation et évolution
Les étoiles se condensent à partir de régions de l’espace de densité plus élevée, mais ces régions sont moins denses que dans une chambre à vide. Ces régions – connues sous le nom de nuages ​​​​moléculaires – sont principalement constituées d’hydrogène, avec environ 23 à 28 pour cent d’hélium et quelques pour cent d’éléments plus lourds. La nébuleuse d'Orion est un exemple d'une telle région de formation d'étoiles. La plupart des étoiles se forment en groupes de dizaines à plusieurs centaines de milliers d’étoiles.
Les étoiles massives de ces groupes peuvent éclairer puissamment ces nuages, ionisant l’hydrogène et créant des régions H II. De tels effets de rétroaction, issus de la formation d’étoiles, peuvent finalement perturber le nuage et empêcher la formation ultérieure d’étoiles.
Toutes les étoiles passent la majeure partie de leur existence en tant qu'étoiles de la séquence principale, alimentées principalement par la fusion nucléaire de l'hydrogène en hélium dans leur noyau. Cependant, les étoiles de masses différentes ont des propriétés nettement différentes à différents stades de leur développement. Le sort ultime des étoiles plus massives diffère de celui des étoiles moins massives, tout comme leur luminosité et l’impact qu’elles ont sur leur environnement. En conséquence, les astronomes regroupent souvent les étoiles selon leur masse :
*Les étoiles de très faible masse, avec des masses inférieures à 0,5, sont entièrement convectives et distribuent l'hélium uniformément dans toute l'étoile pendant leur séquence principale. Par conséquent, elles ne subissent jamais de combustion de coquille, ne deviennent jamais des géantes rouges, qui cessent de fusionner et deviennent des naines blanches à l’hélium et se refroidissent lentement après avoir épuisé leur hydrogène. Cependant, comme la durée de vie des étoiles est plus longue que l’âge de l’univers, aucune étoile de ce type n’a encore atteint le stade de naine blanche.
*Les étoiles de faible masse (y compris le Soleil), avec une masse comprise entre et en fonction de la composition, deviennent des géantes rouges à mesure que l'hydrogène de leur noyau s'épuise et qu'elles commencent à brûler l'hélium dans le noyau dans un flash d'hélium ; ils développent un noyau carbone-oxygène dégénéré plus tard sur la branche géante asymptotique ; ils finissent par faire exploser leur enveloppe extérieure sous la forme d'une nébuleuse planétaire et laissent derrière eux leur noyau sous la forme d'une naine blanche.
*Les étoiles de masse intermédiaire, entre et , passent par des étapes évolutives similaires aux étoiles de faible masse, mais après une période relativement courte sur le RVB, elles enflamment l'hélium sans flash et passent une période prolongée dans l'amas rouge avant de former un carbone-oxygène dégénéré. cœur.
*Les étoiles massives ont généralement une masse minimale de (peut-être aussi faible que ). Après avoir épuisé l’hydrogène du noyau, ces étoiles deviennent des supergéantes et fusionnent des éléments plus lourds que l’hélium. Ils mettent fin à leur vie lorsque leur noyau s’effondre et explose en supernovae.
Formation d'étoiles
La formation d'une étoile commence par une instabilité gravitationnelle au sein d'un nuage moléculaire, provoquée par des régions de densité plus élevée - souvent déclenchée par la compression des nuages ​​par le rayonnement d'étoiles massives, l'expansion des bulles dans le milieu interstellaire, la collision de différents nuages ​​moléculaires ou la collision de galaxies (comme dans une galaxie en étoile). Lorsqu'une région atteint une densité de matière suffisante pour satisfaire aux critères d'instabilité de Jeans, elle commence à s'effondrer sous sa propre force gravitationnelle.
À mesure que le nuage s'effondre, des conglomérats individuels de poussière et de gaz denses forment des « globules de Bok ». À mesure qu’un globule s’effondre et que la densité augmente, l’énergie gravitationnelle se transforme en chaleur et la température augmente. Lorsque le nuage protostellaire a approximativement atteint la condition stable d’équilibre hydrostatique, une protoétoile se forme au cœur. Ces étoiles de la pré-séquence principale sont souvent entourées d'un disque protoplanétaire et alimentées principalement par la conversion de l'énergie gravitationnelle. La période de contraction gravitationnelle dure environ 10 à 15 millions d'années.
Les premières étoiles de moins de 2 sont appelées étoiles T Tauri, tandis que celles de plus grande masse sont des étoiles Herbig Ae/Be. Ces étoiles nouvellement formées émettent des jets de gaz le long de leur axe de rotation, ce qui peut réduire le moment cinétique de l'étoile qui s'effondre et entraîner la formation de petites zones de nébulosité appelées objets Herbig-Haro.
Ces jets, combinés au rayonnement des étoiles massives proches, peuvent aider à chasser le nuage environnant à partir duquel l’étoile s’est formée.
Au début de leur développement, les étoiles T Tauri suivent la piste Hayashi : elles se contractent et diminuent en luminosité tout en restant à peu près à la même température. Les étoiles T Tauri moins massives suivent cette piste jusqu'à la séquence principale, tandis que les étoiles plus massives se tournent vers la piste Henyey.
On observe que la plupart des étoiles sont membres de systèmes stellaires binaires, et les propriétés de ces systèmes binaires sont le résultat des conditions dans lesquelles elles se sont formées. Un nuage de gaz doit perdre son moment cinétique pour s’effondrer et former une étoile. La fragmentation du nuage en plusieurs étoiles distribue une partie de ce moment cinétique. Les binaires primordiaux transfèrent un certain moment cinétique par interactions gravitationnelles lors de rencontres rapprochées avec d'autres étoiles dans de jeunes amas stellaires. Ces interactions ont tendance à diviser les binaires (souples) plus largement séparés tout en amenant les binaires durs à devenir plus étroitement liés. Cela produit la séparation des binaires en leurs deux distributions de populations observées.
Séquence principale
Les étoiles passent environ 90 % de leur existence à fusionner de l’hydrogène en hélium dans des réactions à haute température et haute pression à proximité du noyau. On dit que ces étoiles font partie de la séquence principale et sont appelées étoiles naines. À partir de la séquence principale d'âge zéro, la proportion d'hélium dans le noyau d'une étoile augmentera régulièrement, le taux de fusion nucléaire au cœur augmentera lentement, tout comme la température et la luminosité de l'étoile.
On estime par exemple que la luminosité du Soleil a augmenté d'environ 40 % depuis qu'il a atteint la séquence principale il y a 4,6 milliards (4,6 × 109) d'années.
Chaque étoile génère un vent stellaire de particules qui provoque un écoulement continu de gaz dans l'espace. Pour la plupart des étoiles, la masse perdue est négligeable. Le Soleil en perd 10 à 14 chaque année, soit environ 0,01 % de sa masse totale sur toute sa durée de vie. Cependant, les étoiles très massives peuvent en perdre 10−7 à 10−5 chaque année, affectant considérablement leur évolution. Les étoiles qui commencent par plus de 50 peuvent perdre plus de la moitié de leur masse totale lorsqu'elles sont sur la séquence principale.
Le temps qu'une étoile passe sur la séquence principale dépend principalement de la quantité de carburant dont elle dispose et de la vitesse à laquelle elle le fusionne. On estime que celui du Soleil vit 10 milliards (1010) d'années. Les étoiles massives consomment leur carburant très rapidement et ont une durée de vie courte. Les étoiles de faible masse consomment leur carburant très lentement. Les étoiles de masse inférieure à 0,25, appelées naines rouges, sont capables de fusionner la quasi-totalité de leur masse, tandis que les étoiles d'environ 1 ne peuvent fusionner qu'environ 10 % de leur masse. La combinaison de leur faible consommation de carburant et de leur réserve de carburant utilisable relativement importante permet aux étoiles de faible masse de durer environ un billion (1012) d'années ; le plus extrême de 0,08 ) durera environ 12 000 milliards d’années. Les naines rouges deviennent plus chaudes et plus lumineuses à mesure qu’elles accumulent de l’hélium. Lorsqu’ils finissent par manquer d’hydrogène, ils se contractent en naines blanches et diminuent de température.
 Cependant, comme la durée de vie de ces étoiles est supérieure à l’âge actuel de l’univers (13,8 milliards d’années), aucune étoile de moins de 0,85 environ ne devrait avoir quitté la séquence principale.
Outre la masse, les éléments plus lourds que l’hélium peuvent jouer un rôle important dans l’évolution des étoiles. Les astronomes qualifient tous les éléments plus lourds que l'hélium de « métaux » et appellent la concentration chimique de ces éléments dans une étoile sa métallicité. La métallicité d'une étoile peut influencer le temps qu'elle met à brûler son carburant et contrôle la formation de ses champs magnétiques, ce qui affecte la force de son vent stellaire. Les étoiles plus âgées de population II ont beaucoup moins de métallicité que les étoiles plus jeunes de population I en raison de la composition des nuages ​​​​moléculaires à partir desquels elles se sont formées. Au fil du temps, ces nuages ​​s’enrichissent de plus en plus en éléments plus lourds à mesure que les étoiles plus anciennes meurent et perdent des parties de leur atmosphère.
Séquence post-principale
Lorsque les étoiles d’au moins 0,4 épuisent leurs réserves d’hydrogène dans leur noyau, elles commencent à fusionner l’hydrogène dans une coque à l’extérieur du noyau d’hélium. Leurs couches externes se dilatent et se refroidissent considérablement à mesure qu’elles forment une géante rouge. Dans environ 5 milliards d’années, lorsque le Soleil entrera dans la phase de combustion de l’hélium, il s’étendra jusqu’à un rayon maximum d’environ 1 UA, soit 250 fois sa taille actuelle, et perdra 30 % de sa masse actuelle.
À mesure que la combustion de l’enveloppe d’hydrogène produit plus d’hélium, la masse et la température du noyau augmentent. Dans une géante rouge atteignant 2,25 , la masse du noyau d'hélium dégénère avant la fusion de l'hélium. Enfin, lorsque la température augmente suffisamment, la fusion de l'hélium commence de manière explosive dans ce qu'on appelle un flash d'hélium, et l'étoile rétrécit rapidement en rayon, augmente sa température de surface et se déplace vers la branche horizontale du diagramme HR. Pour les étoiles plus massives, la fusion du noyau d'hélium commence avant que le noyau ne dégénère, et l'étoile passe un certain temps dans l'amas rouge, brûlant lentement l'hélium, avant que l'enveloppe convective externe ne s'effondre et que l'étoile ne se déplace ensuite vers la branche horizontale.
Une fois que l'étoile a fusionné l'hélium de son noyau, le produit carboné fusionne, produisant un noyau chaud avec une enveloppe externe d'hélium en fusion. L’étoile suit ensuite un chemin évolutif appelé branche géante asymptotique (AGB) qui est parallèle à l’autre phase géante rouge décrite, mais avec une luminosité plus élevée. Les étoiles AGB les plus massives peuvent subir une brève période de fusion du carbone avant que le noyau ne dégénère.
Des étoiles massives
Au cours de leur phase de combustion de l'hélium, les étoiles de plus de neuf masses solaires se dilatent pour former des supergéantes rouges. Lorsque ce combustible est épuisé au niveau du cœur, ils continuent à fusionner des éléments plus lourds que l'hélium.
Le noyau se contracte et la température et la pression augmentent suffisamment pour faire fondre le carbone (voir Processus de combustion du carbone). Ce processus se poursuit, les étapes successives étant alimentées par du néon (voir processus de combustion du néon), de l'oxygène (voir processus de combustion de l'oxygène) et du silicium (voir processus de combustion du silicium). Vers la fin de la vie de l'étoile, la fusion se poursuit le long d'une série de coquilles en forme d'oignon au sein d'une étoile massive. Chaque coque fusionne un élément différent, la coque la plus externe fusionnant l'hydrogène ; la coque suivante fusionnant l'hélium, et ainsi de suite.
La dernière étape se produit lorsqu’une étoile massive commence à produire du fer. Étant donné que les noyaux de fer sont plus étroitement liés que n’importe quel noyau plus lourd, toute fusion au-delà du fer ne produit pas de libération nette d’énergie. Un tel processus se déroule dans une mesure très limitée, mais il consomme de l'énergie. De même, comme ils sont plus étroitement liés que tous les noyaux plus légers, une telle énergie ne peut pas être libérée par fission. Dans les étoiles relativement anciennes et très massives, un gros noyau de fer inerte s’accumule au centre de l’étoile. Les éléments les plus lourds de ces étoiles peuvent se frayer un chemin vers la surface, formant des objets évolués connus sous le nom d'étoiles Wolf-Rayet qui ont un vent stellaire dense qui rejette l'atmosphère extérieure.
Effondrement
À mesure que le noyau d'une étoile rétrécit, l'intensité du rayonnement de cette surface augmente, créant une telle pression de rayonnement sur l'enveloppe externe de gaz qu'elle repoussera ces couches, formant ainsi une nébuleuse planétaire. Si ce qui reste après la perte de l'atmosphère extérieure est inférieur à 1,4, il se réduit à un objet relativement petit de la taille de la Terre, connu sous le nom de naine blanche. Les naines blanches n’ont pas la masse nécessaire pour qu’une compression gravitationnelle supplémentaire ait lieu. La matière dégénérée en électrons à l’intérieur d’une naine blanche n’est plus un plasma, même si les étoiles sont généralement considérées comme des sphères de plasma. Finalement, les naines blanches se transforment en naines noires sur une très longue période.
Dans les étoiles plus grandes, la fusion se poursuit jusqu'à ce que le noyau de fer devienne si gros (plus de 1,4 ) qu'il ne peut plus supporter sa propre masse. Ce noyau s'effondrera soudainement lorsque ses électrons seront dirigés vers ses protons, formant des neutrons, des neutrinos et des rayons gamma dans une explosion de capture d'électrons et de désintégration bêta inverse. L’onde de choc formée par cet effondrement soudain fait exploser le reste de l’étoile en supernova. Les supernovae deviennent si brillantes qu'elles peuvent brièvement éclipser toute la galaxie d'origine de l'étoile. Lorsqu’elles se produisent dans la Voie lactée, les supernovae ont toujours été observées par des observateurs à l’œil nu comme de « nouvelles étoiles » là où aucune n’existait auparavant.
Une explosion de supernova emporte les couches externes de l'étoile, laissant un reste tel que la nébuleuse du Crabe. Le noyau est compressé en une étoile à neutrons, qui se manifeste parfois sous la forme d'un pulsar ou d'un éclat à rayons X. Dans le cas des étoiles les plus grosses, le reste est un trou noir de taille supérieure à 4 )s. Dans une étoile à neutrons, la matière est dans un état connu sous le nom de matière dégénérée neutronique, avec une forme plus exotique de matière dégénérée, la matière QCD, éventuellement présente dans le noyau. Au sein d’un trou noir, la question se trouve dans un état qui n’est pas encore compris.
Les couches externes soufflées des étoiles mourantes contiennent des éléments lourds, qui peuvent être recyclés lors de la formation de nouvelles étoiles. Ces éléments lourds permettent la formation de planètes rocheuses. Le flux des supernovae et le vent stellaire des grandes étoiles jouent un rôle important dans la formation du milieu interstellaire.
Étoiles binaires
L'évolution post-séquence principale des étoiles binaires peut être très différente de l'évolution des étoiles simples de même masse. Si les étoiles d'un système binaire sont suffisamment proches, lorsque l'une des étoiles se dilate pour devenir une géante rouge, elle peut déborder de son lobe de Roche, la région autour d'une étoile où la matière est liée gravitationnellement à cette étoile, conduisant à un transfert de matière vers l'autre. . Lorsque le lobe de Roche est violé, divers phénomènes peuvent en résulter, notamment des binaires de contact, des binaires à enveloppe commune, des variables cataclysmiques et des supernovae de type Ia.
Distribution
En plus des étoiles isolées, un système multi-étoiles peut être constitué de deux ou plusieurs étoiles liées gravitationnellement qui tournent autour les unes des autres. Le système multi-étoiles le plus simple et le plus courant est une étoile binaire, mais on trouve également des systèmes de trois étoiles ou plus. Pour des raisons de stabilité orbitale, ces systèmes multi-étoiles sont souvent organisés en ensembles hiérarchiques d'étoiles binaires. Il existe également des groupes plus grands appelés amas d’étoiles. Celles-ci vont d'associations stellaires lâches avec seulement quelques étoiles jusqu'à d'énormes amas globulaires contenant des centaines de milliers d'étoiles. De tels systèmes orbitent autour de notre galaxie, la Voie Lactée.
On suppose depuis longtemps que la majorité des étoiles se trouvent dans des systèmes à étoiles multiples liés gravitationnellement. Cela est particulièrement vrai pour les étoiles très massives des classes O et B, où 80 % des étoiles feraient partie de systèmes à étoiles multiples. La proportion de systèmes à une seule étoile augmente avec la diminution de la masse des étoiles, de sorte que seulement 25 % des naines rouges ont des compagnons stellaires. Comme 85 % de toutes les étoiles sont des naines rouges, la plupart des étoiles de la Voie lactée sont probablement célibataires dès leur naissance.
Les étoiles ne sont pas réparties uniformément dans l'univers, mais sont normalement regroupées en galaxies avec les gaz et la poussière interstellaires. Une galaxie typique contient des centaines de milliards d’étoiles, et il existe plus de 100 milliards (1 011) de galaxies dans l’univers observable. En 2010, une estimation du nombre d'étoiles dans l'univers observable était de 300 sextillions ().
Alors que l’on croit souvent que les étoiles n’existent qu’à l’intérieur des galaxies, des étoiles intergalactiques ont été découvertes.
L'étoile la plus proche de la Terre, à part le Soleil, est Proxima Centauri, qui mesure 39,9 billions de kilomètres, soit 4,2 années-lumière. En voyageant à la vitesse orbitale de la navette spatiale (8 kilomètres par seconde, soit près de 30 000 kilomètres par heure), il lui faudrait environ 150 000 ans pour arriver. 3,99 × 1 013 km / (3 × 104 km/h × 24 × 365,25) = 1,5 × 105 ans. C'est typique des séparations stellaires dans les disques galactiques. Les étoiles peuvent être beaucoup plus proches les unes des autres au centre des galaxies et dans les amas globulaires, ou beaucoup plus éloignées les unes des autres dans les halos galactiques.
En raison des distances relativement grandes entre les étoiles en dehors du noyau galactique, les collisions entre étoiles seraient rares. Dans les régions plus denses comme le noyau des amas globulaires ou le centre galactique, les collisions peuvent être plus fréquentes. De telles collisions peuvent produire ce que l’on appelle des traînards bleus. Ces étoiles anormales ont une température de surface plus élevée que les autres étoiles de la séquence principale avec la même luminosité de l'amas auquel elles appartiennent.
Caractéristiques
Presque tout ce qui concerne une étoile est déterminé par sa masse initiale, notamment ses caractéristiques telles que sa luminosité, sa taille, son évolution, sa durée de vie et son destin éventuel.
Âge
La plupart des étoiles ont entre 1 et 10 milliards d’années. Certaines étoiles pourraient même avoir près de 13,8 milliards d’années, soit l’âge observé de l’univers. La plus ancienne étoile jamais découverte, HD 140283, surnommée étoile Mathusalem, a environ 14,46 ± 0,8 milliards d'années. (En raison de l'incertitude sur la valeur, cet âge de l'étoile n'entre pas en conflit avec l'âge de l'Univers, déterminé par le satellite Planck comme étant 13,799 ± 0,021).
Plus l’étoile est massive, plus sa durée de vie est courte, principalement parce que les étoiles massives exercent une plus grande pression sur leur noyau, ce qui les amène à brûler de l’hydrogène plus rapidement. Les étoiles les plus massives durent en moyenne quelques millions d'années, tandis que les étoiles de masse minimale (naines rouges) brûlent leur carburant très lentement et peuvent durer des dizaines à des centaines de milliards d'années.
Composition chimique
Lorsque les étoiles se forment dans l’actuelle Voie lactée, elles sont composées d’environ 71 % d’hydrogène et 27 % d’hélium, mesurés en masse, avec une petite fraction d’éléments plus lourds. Généralement, la proportion d'éléments lourds est mesurée en termes de teneur en fer de l'atmosphère stellaire, car le fer est un élément commun et ses raies d'absorption sont relativement faciles à mesurer. La proportion d'éléments plus lourds peut être un indicateur de la probabilité que l'étoile possède un système planétaire.
L'étoile avec la plus faible teneur en fer jamais mesurée est la naine HE1327-2326, avec seulement 1/200 000ème de la teneur en fer du Soleil. En revanche, l’étoile riche en super métaux μ Leonis a presque deux fois plus de fer que le Soleil, tandis que l’étoile 14 Herculis, porteuse de planètes, a presque trois fois plus de fer. Il existe également des étoiles chimiquement particulières qui présentent des abondances inhabituelles de certains éléments dans leur spectre ; en particulier le chrome et les éléments de terres rares. Des étoiles avec