Découverte exceptionnelle d'un nouveau type d'exoplanètes riches ...
De l'eau, les chercheurs en ont déjà trouvé sur d'autres planètes que notre Terre. Même sur des planètes au-delà de notre Système solaire.
étoile
Entre 2014 et 2016, les chercheurs ont tourné les télescopes spatiaux Hubble et Spitzer vers le système planétaire sous le nom de Kepler-138. Il se situe dans la constellation de la Lyre. Depuis 2014, les astronomesastronomes y avaient identifié, grâce aux données du télescope spatialtélescope spatial Kepler, trois exoplanètes. Les observations de Hubble et Spitzer y ont découvert une quatrième planète située dans la zone dite habitable de son <anchor>étoile</anchor>étoile. Et c'est forts de cette nouvelle information que les chercheurs ont évalué les tailles et les massesmasses de deux exoplanètes du système, Kepler-138 c et Kepler-138 d
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![De brillantes étoiles dans la nébuleuse de la Carène. Cette dernière se trouve à une distance estimée entre 6.500 et 10.000 années-lumière, dans la constellation du même nom. © Hubble Space Telescope](https://cdn.futura-sciences.com/cdn-cgi/image/width=1024,quality=50,format=auto/sources/images/actu/etoile-definition-hubble.jpeg)

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\[EN VIDÉO\]Comment évoluent les étoiles ? Les étoiles naissent, vivent et meurent. Leur histoire est déterminée par leur masse initiale, laquelle...

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au sommaire

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Une étoile est une boule massive et lumineuse de plasma liée par sa propre gravité dont le diamètre et la densité sont tels que la région centrale, le cœur, atteint la température nécessaire à l'amorçage de réactions de fusion nucléaire, c'est-à-dire de l'ordre de plusieurs millions de degrés. Ces réactions thermonucléaires libèrent de l'énergie lumineuse qui s'oppose à la contraction de l'étoile sous sa propre gravité. Pendant une grande partie de sa vie, avant que ses ressources d'énergie ne s'épuisent, une étoile est en équilibre hydrostatique sous l'action de ces deux forces et se trouve sur la séquence principale de ce qu'on appelle le diagramme de Hertzsprung-Russell.

L'étoile la plus proche de la Terre est le [Soleil](/sciences/definitions/univers-soleil-3727/)Soleil, qui fait partie des [naines jaunes](/sciences/definitions/univers-naine-jaune-29/)naines jaunes. Le Soleil est une étoile assez ordinaire, dont la [masse](/sciences/definitions/physique-masse-15213/)masse est de l'ordre de 1030[kg](/sciences/definitions/physique-kilogramme-354/)kg. Son diamètre est d'environ un million et demi de kilomètres, modeste par rapport à certaines étoiles, comme [Antarès](/sciences/definitions/univers-antares-5204/)Antarès ou [Bételgeuse](//www.futura-sciences.com/magazines/espace/infos/actu/d/astronomie-betelgeuse-etoile-geante-retrecirait-depuis-15-ans-19557/ "Bételgeuse, l'étoile géante, rétrécirait depuis 15 ans !"), qui ont un diamètre des centaines de fois supérieur. Comme une étoile évolue dans le temps, en particulier lorsqu'elle quitte la séquence principale pour devenir une [géante rouge](/sciences/definitions/univers-geante-rouge-3731/)géante rouge, son diamètre n'est pas constant dans le temps. Il peut aussi varier régulièrement pour les [étoiles variables](/sciences/definitions/astronomie-etoile-variable-301/)étoiles variables périodiques, comme RR Lyrae et les [Céphéides](//www.futura-sciences.com/magazines/espace/infos/actu/d/astronomie-nouvelles-cepheides-mesurer-univers-19660/ "De nouvelles céphéides pour mesurer l'Univers").

![Sur la gauche, on voit la structure interne du Soleil avec son cœur (core en anglais) où l'hydrogène brûle pour donner de l'hélium. L'essentiel du Soleil est dominé par la zone radiative (jaune), celle où le transfert de chaleur se fait par rayonnement. En surface, on voit la zone convective, où c'est la convection dans un fluide (comme dans l'eau d'une casserole qui bout) qui assure ce transfert. Sur la partie droite de ce schéma, on voit une géante rouge beaucoup plus grande que le Soleil (échelle en bas à droite), dominée par la convection. Elle brûle son hydrogène autour de son cœur en hélium. © ESO](https://cdn.futura-sciences.com/cdn-cgi/image/width=1024,quality=60,format=auto/sources/images/actu/zone_convective_radiative_eso_02.jpg)

Sur la gauche, on voit la structure interne du Soleil avec son cœur (core en anglais) où l'hydrogène brûle pour donner de l'hélium. L'essentiel du Soleil est dominé par la zone radiative (jaune), celle où le transfert de chaleur se fait par rayonnement. En surface, on voit la zone convective, où c'est la convection dans un fluide (comme dans l'eau d'une casserole qui bout) qui assure ce transfert. Sur la partie droite de ce schéma, on voit une géante rouge beaucoup plus grande que le Soleil (échelle en bas à droite), dominée par la convection. Elle brûle son hydrogène autour de son cœur en hélium. © ESO

## Quel est le rôle des étoiles ?

Le rôle d'une étoile dans l'[univers](/sciences/definitions/astronomie-univers-15239/)univers est crucial. Les étoiles sont des objets célestes qui produisent de l'énergie par des réactions de fusion nucléaire, principalement la fusion de l'[hydrogène](/sciences/definitions/chimie-hydrogene-14495/)hydrogène en [hélium](/sciences/definitions/chimie-helium-4813/)hélium. Cette énergie est libérée sous forme de [lumière](/sciences/definitions/physique-lumiere-326/)lumière et de [chaleur](/sciences/definitions/physique-chaleur-15898/)chaleur, ce qui permet à l'étoile d'émettre de la lumière visible et d'irradier son environnement. Les étoiles jouent un rôle essentiel dans la formation et l'évolution des [galaxies](https://www.futura-sciences.com/sciences/actualites/univers-cette-galaxie-monstre-decouverte-jeunesse-univers-surprend-astronomes-78045/ "Cette galaxie « monstre » découverte dans la jeunesse de l’Univers surprend les astronomes"), car elles sont les principaux moteurs de la dynamique galactique. Leur gravité influence la structure et la composition des [galaxies](/sciences/definitions/univers-galaxie-36/)galaxies, tandis que leur lumière éclaire et réchauffe les espaces interstellaires.

Les étoiles sont responsables de la synthèse des [éléments chimiques](/sciences/definitions/chimie-element-chimique-15852/)éléments chimiques lourds tels que le [carbone](/sciences/definitions/chimie-carbone-3873/)carbone, l'[oxygène](/sciences/definitions/chimie-oxygene-798/)oxygène et le [fer](/sciences/definitions/chimie-fer-721/)fer, qui sont essentiels à la formation de [planètes](https://www.futura-sciences.com/sciences/questions-reponses/espace-quest-ce-quune-planete-159/ "Qu'est-ce qu'une planète ?") et de systèmes planétaires. Par conséquent, les étoiles jouent un rôle fondamental dans la création des conditions propices à la vie telle que nous la connaissons. Comprendre le rôle des étoiles est essentiel pour approfondir notre connaissance de l'univers et de son évolution.

## Évolution chimique des étoiles : de l'hydrogène à la métallicité

Au début de sa vie, une étoile est majoritairement composée d'hydrogène et d'hélium, mais les réactions de fusion font évoluer sa composition chimique, et en particulier sa [métallicité](/sciences/definitions/univers-metallicite-4185/)métallicité. Il s'agit de la quantité Z des éléments plus lourds que l'hélium présents dans l'étoile, ou plus exactement celle déterminée à sa surface. Le Soleil possède une métallicité de 0,02, soit 2 % de la masse du Soleil. Ces « [métaux](/sciences/definitions/matiere-metal-3877/)métaux » sont principalement du carbone, de l'oxygène, de l'[azote](/sciences/definitions/tableau-periodique-elements-azote-13578/)azote et du fer.

Lorsque le cœur de l'étoile atteint une température de l'ordre de 7 à 8 millions de degrés, la température est assez élevée pour que les noyaux d'hydrogène fusionnent pour donner essentiellement de l'hélium 4He, mais aussi du [deutérium](//www.futura-sciences.com/magazines/matiere/infos/actu/d/physique-borexino-detecte-synthese-deuterium-soleil-36675/ "Borexino détecte la synthèse du deutérium dans le Soleil") 2H, suivant une réaction de fusion dite du cycle [proton](/sciences/definitions/physique-proton-238/)proton-proton. Si la température dépasse 18 millions de degrés, une autre chaîne de réactions devient prédominante : le [cycle CNO](/sciences/definitions/physique-cycle-cno-5016/)cycle CNO (carbone-azote-oxygène). Dans le Soleil, 2,5 % de l'énergie est générée par ce cycle découvert par Hans Bethe et [Carl Friedrich von Weizsäcker](//www.futura-sciences.com/magazines/matiere/infos/actu/d/physique-bref-physicien-carl-friedrich-von-weizsacker-decede-11763/ "En bref : le physicien Carl Friedrich von Weizsäcker est décédé").

![Les Pléiades sont un amas ouvert d'étoiles se situant dans la constellation du Taureau. Ces étoiles partagent un mouvement commun à travers l'espace dans la Voie lactée. © Cnes](https://cdn.futura-sciences.com/cdn-cgi/image/width=1024,quality=60,format=auto/sources/pleiades_cnes.jpg)

Les Pléiades sont un amas ouvert d'étoiles se situant dans la constellation du Taureau. Ces étoiles partagent un mouvement commun à travers l'espace dans la Voie lactée. © Cnes

## Des systèmes solaires multiples, complexes et binaires

Il existe ce qu'on appelle des [systèmes binaires](/tech/definitions/informatique-code-binaire-11934/)systèmes binaires et même multiples, formés de deux ou plusieurs étoiles gravitationnellement liées et qui se déplacent généralement l'une autour de l'autre sur des [orbites](/sciences/definitions/univers-orbite-873/)orbites stables. Quand 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 gravitationnellement liée beaucoup plus large, comme les [amas ouverts](/sciences/definitions/univers-amas-ouvert-35/)amas ouverts, les [amas globulaires](/sciences/definitions/univers-amas-globulaire-15/)amas globulaires et bien sûr les galaxies. Notre [Voie lactée](/sciences/definitions/univers-voie-lactee-3729/)Voie lactée contiendrait environ 200 à 300 milliards d'étoiles selon les estimations des [astronomes](/sciences/skillz/metiers/metiers-physique-astronome-7/)astronomes.

La plupart des étoiles ont un âge compris entre un et dix milliards d'années. L'une des plus anciennes étoiles découvertes est l' [étoile de Caffau](//www.futura-sciences.com/magazines/espace/infos/actu/d/astronomie-etoile-impossible-intrigue-astrophysiciens-33163/ "Une étoile impossible intrigue les astrophysiciens"), dont l'âge serait supérieur à 13 milliards d'années. Plus une étoile est massive, plus elles brûlent rapidement son carburant nucléaire. Les étoiles les plus massives vivent quelques millions d'années, tandis que des étoiles comme les [naines rouges](/sciences/definitions/astronomie-naine-rouge-31/)naines rouges brûlent leur carburant très lentement et durent des dizaines, voire des centaines de milliards d'années.

L'une des étoiles les plus massives connues est Eta Carinae, dont la masse est estimée entre 100 et 150 fois celle du Soleil. Une étude de l'amas ouvert des Arches suggère que la valeur de 150 masses solaires constitue la limite supérieure pour les étoiles dans l'ère actuelle de l'univers. La raison de cette limite proviendrait en partie de la [limite d'Eddington](/sciences/definitions/univers-limite-eddington-4688/)limite d'Eddington, qui définit la [luminosité](/tech/definitions/tech-luminosite-1976/)luminosité maximale au-delà de laquelle une étoile est soufflée dans l'espace à cause de son propre rayonnement. Toutefois, les premières étoiles qui se sont formées après le [Big Bang](//www.futura-sciences.com/magazines/espace/infos/dossiers/d/cosmologie-dela-big-bang-balade-cosmologie-1679/ "Dossier Au-delà du Big Bang : balade en cosmologie") étaient probablement plus massives, jusqu'à 300 masses solaires ou plus, en raison de l'absence totale d'éléments plus lourds que le [lithium](/sciences/definitions/chimie-lithium-12336/)lithium dans leur composition.

## La naissance des étoiles et ses mystères

Grâce à une multiplateforme francophone sur la cosmologie contemporaine, Jean-Pierre Luminet et Hubert Reeves répondent à vos questions sur le site du projet [Du Big Bang au vivant](http://www.dubigbangauvivant.com/ "Du Big Bang au vivant"). © Dubigbangauvivant, ECP Productions, YouTube

Les grandes lignes de la [formation des étoiles](//www.futura-sciences.com/magazines/matiere/infos/actu/d/chimie-on-comprend-mieux-naissance-premieres-etoiles-24324/ "On comprend mieux la naissance des premières étoiles") sont connues, mais lorsqu'on cherche à entrer dans les détails, les mystères s'accumulent. On sait que pour que s'amorce la formation d'une étoile, il faut qu'apparaissent des fluctuations de densité de [matière](/sciences/definitions/matiere-matiere-15841/)matière qui possèdent certaines caractéristiques. Ainsi, un [nuage](/planete/definitions/climatologie-nuage-14525/)nuage de poussières et de [molécules](/sciences/definitions/chimie-molecule-783/)molécules doit avoir, pour s'effondrer, une masse supérieure à ce que l'on appelle la masse de [Jeans](http://media4.obspm.fr/public/FSU/temperature/evolution/naissance/critere-jeans/APPRENDRE.html "Critère de Jeans : Apprendre"). Celle-ci dépend de la densité et de la température du nuage. S'il est trop chaud ou trop peu dense, la contraction gravitationnelle aboutissant à une étoile n'est pas possible. Bien souvent, lorsqu'un nuage se condense, il se fragmente en zones plus denses et plus chaudes, et c'est ainsi que des centaines d'étoiles peuvent se former presque simultanément à partir d'un seul nuage moléculaire.

Ces nuages sont très froids, avec des températures de l'ordre de 10 K. Ils peuvent contenir jusqu'à un million de masses solaires et atteindre une taille de l'ordre de 150 [années-lumière](/sciences/definitions/univers-annee-lumiere-17/)années-lumière environ. Ils rayonnent peu, et surtout sont opaques à la lumière visible... mais pas à la lumière [infrarouge](/sciences/definitions/physique-infrarouge-1011/)infrarouge.

## La vie et la mort des étoiles

Extrait du documentaire _Du Big Bang au vivant_ (ECP Productions, 2010). Jean-Pierre Luminet aborde notamment l'évolution des étoiles de type solaire et leur transformation en géantes rouges puis en naines blanches. © Jean-Pierre Luminet, ECP Production, YouTube

Les étoiles dont la masse est environ huit à dix fois inférieure à celle du Soleil finiront leur vie sous forme de [naine blanche](/sciences/definitions/univers-naine-blanche-28/)naine blanche, et finalement de naine noire lorsqu'elles n'émettront plus de lumière (l'univers est encore trop jeune pour cela). Une naine blanche est un [astre](/sciences/definitions/etoile-astre-851/)astre incroyablement dense ne dépassant pas 1,44 fois la masse du Soleil. Elle est le résidu d'une étoile modeste qui a épuisé son carburant nucléaire et éjecté ses couches supérieures sous forme de [nébuleuse planétaire](/sciences/definitions/univers-nebuleuse-planetaire-51/)nébuleuse planétaire. Une naine blanche de la masse du Soleil possède un rayon de 7.000 km, et un centimètre cube de sa matière (dite dégénérée et dominée par des effets quantiques et relativistes) pèse alors une tonne !

Se refroidissant très lentement, cet astre est plutôt inerte, mais lorsqu'il fait partie d'un système binaire, vient un moment où il arrache du [gaz](/sciences/definitions/physique-gaz-15336/)gaz à l'étoile voisine. Un [disque d'accrétion](/sciences/definitions/astronomie-disque-accretion-3819/)disque d'accrétion se forme alors. Du gaz tombe sur la naine blanche et fait augmenter sa masse jusqu'à ce qu'elle atteigne la [limite de Chandrasekhar](/sciences/definitions/univers-limite-chandrasekhar-4687/)limite de Chandrasekhar. Une explosion se produit alors, soufflant la naine blanche. C'est l'origine d'au moins une partie des [supernovae](/sciences/definitions/univers-supernova-60/)supernovae que l'on appelle des [SN](/sciences/definitions/spacex-prototypes-sn-19001/)SN Ia. Ces supernovae sont utilisées pour étudier l'[expansion accélérée de l'univers](/sciences/definitions/physique-acceleration-expansion-univers-7988/)expansion accélérée de l'univers et l' [énergie noire](//www.futura-sciences.com/magazines/matiere/infos/dossiers/d/physique-mysterieuse-energie-noire-1033/ "Dossier : La mystérieuse énergie noire").

Extrait du documentaire _Du Big Bang au vivant_ (ECP Productions, 2010). Jean-Pierre Luminet évoque l'évolution des étoiles massives qui finiront leur vie en explosant sous forme de supernova et donneront des cadavres stellaires, comme les étoiles à neutrons ou même un trou noir. © Jean-Pierre Luminet, ECP Productions, YouTube

Les étoiles plus massives, dépassant les dix masses solaires, exploseront en donnant des supernovae SN II, laissant comme cadavres stellaires des [étoiles à neutrons](/sciences/definitions/univers-etoile-neutrons-32/)étoiles à neutrons et parfois des [trous noirs](/sciences/definitions/univers-trou-noir-62/)trous noirs. Avant cela, elles auront le temps de synthétiser des éléments plus lourds que le carbone en allant jusqu'au fer avec des réactions thermonucléaires de plus en plus complexes. Il faut pour cela qu'une de ces étoiles dépasse en son cœur la température de trois milliards de [kelvins](/sciences/definitions/physique-kelvin-353/)kelvins à un moment de sa vie. La « [combustion](/sciences/definitions/matiere-combustion-3790/)combustion » du carbone en [néon](/sciences/definitions/chimie-neon-14510/)néon, [sodium](/sciences/definitions/chimie-sodium-823/)sodium et [magnésium](/sciences/definitions/chimie-magnesium-775/)magnésium, puis celle du néon en oxygène et enfin celle de l'oxygène en [silicium](/sciences/definitions/chimie-silicium-14517/)silicium, sont alors possibles. Les « cendres » de chacune de ces réactions s'accumulent au centre de l'étoile pour servir de carburant à la combustion suivante, de sorte que l'étoile finit par avoir une structure en pelure d'[oignon](/planete/definitions/botanique-oignon-7505/)oignon avec un cœur de fer et une enveloppe d'hydrogène.

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par la rédaction\
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Futura\
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le 3 août 2019](https://www.futura-sciences.com/qui-sommes-nous/)

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