Les étoiles

Pour fabriquer une étoile, il faut de la matière que l’on trouve dans les nébuleuses où les nuages de matière sont massifs et très denses. Sous l'effet de la gravitation, liée à son propre poids, cette matière va s'effondrer sur elle même, formant alors une sphère très chaude nommée  protoétoile.
Chaque protoétoile en s’effondrant sur elle même devient de plus en plus dense. Sa température augmente alors jusqu'à ce que les gaz s'ionisent et forment un plasma. C'est alors que commencent les réactions thermonucléaires. La fusion nucléaire forme des jets de gaz qui éjectent la majorité des poussières environnantes. S'il reste des matériaux, ils se condensent et forment des planètes. Par exemple, les planètes du système solaire sont issues d’un tel processus.
Une fois les réactions nucléaires amorcées, l'étoile entre dans sa séquence principale. La lumière qu'elle émet sous forme de photons correspond à l’énergie dégagée par les réactions en son sein. Plus l'énergie est forte plus la longueur d'onde est courte, ce qui correspond à une couleur bleue. Ainsi, les étoiles chaudes sont bleues alors que les étoiles froides sont plutôt rouges.
Après sa naissance, une étoile est majoritairement constituée d'hydrogène gazeux. En son centre, les conditions de température et de pression permettent la fusion nucléaire.
Cette réaction va créer de l'hélium, du carbone, de l'oxygène, du silicium et du fer. Mais la fusion du fer est impossible car elle consomme de l'énergie au lieu d'en produire. Si l'étoile n'est pas assez massive alors la réaction s'arrêtera lors d'une étape précédant la formation de fer.
Les grosses étoiles vivent moins longtemps car elles sont plus gourmandes que les petites et consomment donc plus vite leurs réserves de combustibles, ce qui diminue d’autant leur durée de vie. Lorsque la réserve de combustible est épuisée, la fusion s'arrête. Rien ne s'oppose plus à la gravitation et l'étoile se comprime. L'énergie diminue et la température baisse, l'étoile s'effondre en donnant une naine blanche.
Cependant, si les électrons ont acquis une forte énergie, ils sont capturés par les protons engendrant ainsi un profond déséquilibre qui mène à l'explosion, c’est alors une supernova. Lors de l'explosion, l'énergie disponible permet de créer des éléments plus lourds que le fer. Toujours, suivant sa masse, la supernova crée une naine blanche, une étoile à neutron (pulsar) ou un trou noir.

Dire que les étoiles sont comme notre Soleil est un peu réducteur. les étoiles, en effet, sont classées par catégories chimiques, thermiques, et physiques. Les astronomes ont effectué un classement regroupant les étoiles par types identifiés par les lettres O, B, A F, G, K, M. Elles sont classées sur un diagramme présenté ci-dessous et nommé Hertzsprung-Russel. Les températures indiquées sont les températures de surface. On adjoint généralement un chiffre de 0 à 9 à la lettre du type spectral. 0 indiquant la température la plus chaude et 9 la plus froide au sein d’un même type d’étoiles. Ainsi comme le montre le tableau ci-dessous, une étoile « B0 » a une température voisine de 30.000° K alors qu’une et « B6 » se situe vers 15.000°K.

Type O : Etoiles bleues, très chaudes (40.000°K ou plus), généralement massives et majoritairement composées d’hélium ionisé (manque un électron) et d’autres éléments plusieurs fois ionisés (manque au moins deux électrons). Ces étoiles sont associées à des nuages de poussière et de gaz, la plupart sont des doubles sans que le compagnon soit toujours de type O. On les trouve généralement  prés des bras des galaxies spirales.
Type B: Bleu-blanche, chaudes (11.000 à 28.000°K), composées d’hélium, d’oxygène ionisé et d’autres éléments qu’on retrouve dans les étoiles O, sa masse vaut typiquement 10 fois celle du Soleil.

Type A : Leur spectre révèle de l’hydrogène, des métaux et du calcium. Véga de la Lyre et Sirius sont des étoiles de  type A. Leur température se situe entre 8.000 et 11.000°K.

Type F : 6.000 à 7.500°K. Composées d’hydrogène de calcium et de métaux.

Type G : Etoiles jaunes (5.000 à 6.000°K), calcium dominant. Une profusion de signatures y révèle la présence de métaux. Capella dans le Cocher ou notre Soleil sont des étoiles de type G.

Type K : Etoiles oranges ou rouges (3.600°à 5.000°K). De spectre semblable à celui des taches solaires, il révèle le calcium et une quasi absence d’hydrogène. Arcturus et Aldébaran sont de type K.

Type M : Etoiles rouges (3.600°K et moins). Leur signature révèle la présence de molécules, en particulier le monoxyde de titane. Ces étoiles, qui sont les plus répandues dans notre galaxie sont le siège d’éruptions violentes de rayons X, elles soufflent des vents qui alimentent le milieu interstellaire en matière. Beaucoup d’étoiles type M sont peu brillantes, bien qu’il en existe de très grandes et brillantes comme Antarès et Betelgeuse.

Le schéma ci-contre n’est autre que le diagramme de Hertzsprung-Russel sur lequel sont positionnées quelques unes parmi les principales étoiles. Établi sur un plus large échantillon d’étoiles, il ferait apparaitre qu’environ 80 % de ces dernières se situent sur la diagonale de ce graphique. C’est pourquoi on nomme cette bande séquence principale . L’existence de cette séquence montre la relation de proportionnalité qui existe entre la température d’une étoile (classe spectrale) et sa luminosité (magnitude absolue).

Cette séquence sur laquelle on retrouve la plupart des étoiles permet de déduire que ces dernières y passent la majeure partie de leur vie. Les étoiles situées en dehors sont dans des phases transitoires de leur existence qui correspondent à des sujets soit très jeunes, soit très âgés. Les tableaux ci-dessous font apparaitre les suffixes qui complètent les types spectraux. Ils montrent la correspondance de ces derniers avec les propriétés physiques des étoiles. Divers attributs peuvent ainsi apparaitre dans la classification d’une étoile. Il s’agit d’éléments de la nomenclature dite « secondaire » qui servent à indiquer des particularités du spectre. Le tableau de droite reprend quelques attributs complémentaires parmi la quarantaine existante.

Ainsi, les indications de température du second tableau associées aux indications du diagramme ci-dessus, permettraient de déduire d’une étoile classifiée «K4 III var», comme c’est par exemple le cas de béta Umi, également connue sous le nom de Kochab, que c’est une géante orange, qui ne contient presque plus d’hydrogène, dont la température est voisine de 3800°K et qui possède un spectre variable.

Afin de se faire une idée plus précise sur les caractéristiques des étoiles, le tableau ci-dessous reprend différentes classes spectrales; ces chiffres ne s'appliquant qu'aux étoiles de la séquence principale y compris pour leur durée de vie. On constate que les étoiles brillent différemment selon leur taille et que leur luminosité suit une échelle logarithmique. Plus l'étoile est massive et chaude, plus sa clarté est intense. Les valeurs de masse, rayon et luminosité sont exprimés par rapport à celles du Soleil (ainsi masse: 16, signifie 16 fois la masse Solaire)

A titre d'exemple, on peut avoir une idée approximative de la durée de vie d’une étoile comme le Soleil en procédant à partir de son modèle:

Dans le Soleil, 600 millions de tonnes d'hydrogène, soit: 6×10¹¹kg sont transformées chaque seconde en hélium.
Son noyau représente 14% (0,14) de sa masse totale et 70% (0,70) de la masse de ce noyau devrait (selon les modèles) se transformer en hélium.
La quantité totale d'hydrogène que le Soleil (de masse 2×10³⁰ kg) pourrait convertir en hélium est donc de:
2×10³⁰ × 0,14 × 0,70 = 0,196 ×10³⁰ kg  (soit :196 x 10²⁷ kg)
Le temps nécessaire pour transformer l'ensemble du combustible est donc de:
196×10²⁷ / 6×10¹¹ = 32,7×10¹⁶ secondes
Soit en années: (31,6 x10⁶  étant le nombre de secondes en un an)
32,7×10¹⁶ / 31,6 x 10⁶  =  10,35¹⁰  = 10,35 milliards

Si on retranche à ce dernier chiffre l’âge actuel du Soleil (env. 4,6 milliards d’années) on trouve le temps qu’il lui reste à vivre, soit un ordre de grandeur de:
10,35 - 4,6 = 5,75  milliards d’années

Une autre approche consiste à prendre en compte le fait que la durée de vie d'une étoile de la séquence principale dépend de sa luminosité et de sa masse. En reprenant les valeurs du tableau ci-dessus, et si on veut avoir un ordre de grandeur de la durée de vie d'une étoile on peut appliquer la formule:  D= 10 x ( M / L )

M: Masse solaire
L: Luminosité Solaire
D: durée de vie en giga-années (milliards d’années)