Les étoiles

L'astronome danois Ejnar Hertzsprung (1873-1967) et l'astronome américain Henry Norris Russel (1877-1957) firent, indépendamment, au début du XXème siècle, une étude statistique des étoiles. Il placèrent sur un diagramme les types spectraux des étoiles étudiées (axe horizontal) et, sur l'axe vertical, leur luminosité relative par rapport au Soleil (leur "magnitude absolue"). Les deux études vérifièrent une corrélation des données. La corrélation se traduisait par la répartition des étoiles en 4 groupes: les étoiles dites de la séquence principale, les supergéantes, les géantes et les naines blanches. Ce diagramme a été appelé le diagramme d'Hertsprung-Russell. Ces groupes d'étoiles donnent à la fois une vue statique des étoiles -comment elles se répartissent en tel ou tel type- et une vision des différentes étapes de leur existence

Les bases de la classification des étoiles

Le développement de la spectrographie dans la seconde moitié du XIXème siècle (Bunsen (1811-1899) et Kirchhoff (1824-1887), université de Heidelberg; les éléments composant une étoile apparaissent comme des lignes dans leur spectre), à quoi s'ajouta une étude systématique menée, de 1884 aux années 1920, à la Harvard College University, par Annie Jump Cannon (1863-1941), avait permis de classer les étoiles en 7 classes spectrales: O, B, A, F, G, K, M. Cette classification, stricto sensu, n'est pas une classification fondée sur les éléments chimiques constitutifs de l'étoile mais une classification qui se fonde sur leur température de surface, des étoiles avec la plus haute température de surface (classe O) à celles avec la plus basse (classe M). Les différences spectrales qui avaient été observées étaient plus, en fait, le résultat de différences de températures à la surface des étoiles que celui de la présence de tels ou tels éléments dans leur photosphère. Certaines données des spectres stellaires sont cependant le résultat d'une telle différence, essentiellement dans le domaine de ce que l'on appelle les éléments lourds (les éléments plus lourds que l'hydrogène et l'hélium)

Chacune des dix classes spectrale fut à son tour divisée en 10 types spectraux, lesquels traduisent une échelle de températures. Le plus le type est bas, le plus la température de surface de l'étoile est élevée. La classe A est ainsi divisée en les types A0, A1, A2, A3, A4, A5, A6, A7, A8, A9. La classe O n'est divisée qu'en les types O4, O5, O6, O7, O8, O9. Une classification supplémentaire a été ajoutée en 1940 par les astronomes de l'observatoire de Yerkes. Les étoiles ayant une même température de surface sont réparties en classes de luminosité: la classe I désigne les supergéantes très lumineuses, la classe II les géantes brillantes, la classe III les géantes, la classe IV les sub-géantes, la classe V les étoiles de la séquence principale et la classe VI (VII) les étoiles naines

Les étoiles, sur les bases qui précèdent, purent se répartir ainsi:

- les étoiles de classe O sont des étoiles dont la température de surface se situe entre 28 000 and 60 000° K; leurs lignes spectrales sont celles de l'hélium ionisé, des métaux et de l'hydrogène (en faible quantité). Ce sont des étoiles bleues. Exemple: z d'Orion

- les étoiles de classe B sont des étoiles dont la température de surface se situe entre 10 000 and 28 000° K; leurs lignes spectrales sont celles de l'hélium neutre, des métaux ionisés et de l'hydrogène (en quantié plus importante). Ce sont des étoiles bleues. Exemple: Rigel et Spica

- les étoiles de classe A sont des étoiles dont la température de surface se situe entre 7 500 and 10 000° K; leurs lignes spectrales sont celles de l'hydrogène de Balmer et des métaux simplement ionisés. Ce sont des étoiles bleu-blanc. Exemple: Sirius et Deneb

- les étoiles de classe F stars sont des étoiles dont la température de surface se situe entre 6 000 and 7 500° K; leurs lignes spectrales sont celles de hydrogène neutre (en plus faible quantité) et des métaux simplement ionisés. Ce sont des étoiles blanches. Exemple: Procyon et Canopus

- les étoiles de classe G sont des étoiles dont la température de surface se situe entre 5 000 and 6 000° K; leurs lignes spectrales sont celles du calcium simplement ionisé, de l'hydrogène (en plus faible quantité) et des métaux neutres. Ce sont des étoiles jaune-blanc. Exemple: le Soleil et Capella

- les étoiles de classe K sont des étoiles dont la température de surface se situe entre 3 500 et 5 000° K; leurs lignes spectrales sont celles des métaux neutres et des bandes moléculaires commencent à apparaître. Ce sont des étoiles oranges. Exemple: Aldébaran et Arcturus

- les étoiles de classe M sont des étoiles dont la température de surface est inférieure à 3 500° K; leurs lignes spectrales sont celles de l'oxyde de titane oxyde (TiO) et des lignes moléculaires. Ce sont des étoiles rouges. Exemple: Antarès et Bételgeuse

Une telle classification fait qu'une étoile peut être désignée par un code. Ainsi, on dit que Sirius est une étoile A1 V (étoile de classe A, donc bleu-blanc; type spectral 1 dans la classe spectrale, donc température de surface élevée; classe de luminosité V, donc étoile de la séquence principale). Le Soleil est une étoile G2 V (classe G, donc jaune-blanc, type 2 de la classe, donc température de surface élevée, luminosité de classe V, donc étoile de la séquence principale). Un dernier exemple: Rigel est une étoile B8 I (classe B, bleue; type 8 de la classe, donc température de surface basse, classe de luminosité I, donc supergéante très brillante)

Les 4 groupes du diagramme d'Hertzsprung-Russell

Passons maintenant aux 4 groupes du diagramme d'Hertzsprung-Russell. Ils décrivent les étoiles d'une façon statique (répartition statistique, classification de leurs caractéristiques physiques) et d'une façon dynamique (description des différentes étapes de la vie d'une étoile)

Pour ce qui est de la répartition statistique des étoiles que nous pouvons voir dans le ciel, 90% de toutes les étoiles se situent sur la séquence principale. Les naines blanches représentent 10% des étoiles et les géantes rouges 0,5% seulement. Les supergéantes bleues et rouges sont marginales

Pour ce qui est de leurs caractéristiques physiques, les 4 groupes du diagramme d'Hertzsprung-Russell se situent dans un cadre de référence qui est défini par 3 ensemble de valeurs. Du bas en haut du diagramme (axe vertical), la luminosité s'accroît. De la gauche à la droite du diagramme, la température décroît. De la gauche à la droite du diagramme (axe horizontal), les classes spectrales sont placées dans leur ordre O, B, A, F, G, K, M. Ces trois groupes de valeurs, combinés avec les autres caractéristiques des étoiles, permettent de décrire ainsi les 4 groupes du diagramme:

- la séquence principale est formée par la courbe d'étoiles qui part du haut à gauche du diagramme et se dirige vers le bas à droite. De ce fait, les étoiles de la séquence principale couvrent toute l'étendue des classes spectrales (de O à M) et toute la gamme des températures. De plus, comme la courbe part du sommet du diagramme et aboutit à sa base, la séquence principale s'étend sur toutes les classes de luminosité (des étoiles très brillantes de la classe O aux étoiles très faibles de la classe M, ce qui représente de 100 000 fois à quelques dizaines de millièmes de fois la luminosité du Soleil). La séquence principale, dans son ensemble, forme une classe de luminosité, la classe V. Les masses des étoiles de la séquence principale varient sur une faible échelle, de 0,1 fois la masse solaire (étoiles de la classe M) à 100 fois la masse solaire (étoiles de la classe O). On doit noter qu'une très forte corrélation existe entre la masse et la luminosité des étoiles de la séquence principale: la luminosité d'une étoile est égale, en moyenne, à sa masse à la puissance 3,8. Cela laisse penser que les étoiles de la séquence principale ont quelque chose en commun au niveau de leur structure interne

- les géantes rouges sont des étoiles lumineuses des classes spectrales F, G, K et M. Leur groupe se situe sur le diagramme au-dessus de la séquence principale. Les géantes font partie d'une même classe de luminosité, la classe III, bien qu'elles soient dissemblables en luminosité. Généralement, on peut dire qu'elles ont une température de surface qui varie de 3 000 à 7 000° K, une masse d'une masse solaire et un rayon de 100 fois le rayon du Soleil. Leur densité moyenne est ainsi de 10^-6 g per cm³

- les supergéantes se répartissent en supergéantes rouges (si elles sont situées sur le côté "froid" du diagramme d'Hertzsprung-Russell, dans les classes spectrales G, K et M) et supergéantes bleues (si elles sont des classes spectrales O et B). Les deux types de supergéantes appartiennent aux classes de luminosité I et II

- les naines blanches sont des étoiles faibles, dont le groupe se situe en-dessous de la séquence principale. Bien que peu lumineuses, les couches extérieures de ces étoiles sont plus chaudes que celles du Soleil. Les naines blanches ont une masse d'1 masse solaire, un rayon d'1/100ème celui du Soleil et une densité moyenne de 106 g/cm³. Elles appartiennent aux classes spectrales B, A et F

Les géantes rouges, les supergéantes et les naines blanches se situant au-dessus et au-dessous de la séquence principale, il n'y a pas, pour elles, la corrélation qui existe pour les étoiles de la classe principale, entre la masse et la luminosité. Cela permet de penser que la structure interne des étoiles de classes de luminosité qui n'appartiennent pas à la séquence principale est substantiellement différente des étoiles qui appartiennent à cette dernière

La vie des étoiles

Le diagramme d'Hertzsprung-Russell donne également une vision dynamique des étoiles. Les 4 groupes du diagramme décrivent aussi les 4 étapes de leur existence. Les étoiles naissent dans d'immenses nuages moléculaires de gaz et de poussière. Différents processus (gravité, électro-statisme, champs magnétiques) font converger la matière vers le centre du nuage et se former un "objet proto-stellaire", ou "proto-étoile". De tels objets protostellaires sont répartis en classe (la classe 0 est la classe la plus jeune). Entre 10 000 et 100 000 ans après le début du processus de formation, la température du nuage est aux alentours de - 240° C (-400° Fahrenheit) et il faut attendre encore quelques millions d'années supplémentaires pour que la fusion nucléaire s'allume au centre du nuage. L'étoile apparaît alors sur la séquence principale, à l'emplacement qui correspond à la taille, la température et la classe spectrale qui est alors la sienne. L'étoile va passer alors l'essentiel de sa vie à cet endroit de la séquence principale. Pendant 90% de leur vie, les étoiles, sur la séquence principale, brûlent de l'hydrogène en hélium. La longueur réelle, en années de ces 90% dépend de la classe spectrale et de la masse de l'étoile. Cela peut varier de 30 millions d'années pour une étoile de la classe O7 à théoriquement 200 milliards d'années (!) pour une étoile de la classe M0. Le plus la masse de l'étoile est importante, le moins longtemps dure le stade de l'hydrogène, et réciproquement. La combustion de l'hydrogène tend à déplacer l'étoile de l'axe de la séquence principale. Elle augmente légèrement son diamètre

Combien de temps durent les amas ouverts?
Les "amas ouverts" semblent une conséquence naturelle de la formation des étoiles. Lorsque les nuages de gaz et de poussière qui leur donnent naissance s'effondrent, ils ne donnent généralement pas naissance à une seule étoile mais à plusieurs. Ces étoiles, dans nos cieux, sont vues sous la forme d'"amas ouverts", des rapprochements moyennement serrés d'étoiles (les meilleurs exemples, et bien connus, en sont les Pléiades ou les Hyades). On sait maintenant que ces amas ouverts commencent à se "défaire" sur des durées de 25 millions d'années: d'une part, certaines de leurs étoiles -des étoiles bleues, massives, de type B- ont une durée de vie courte de l'ordre de quelques dizaines millions d'années seulement et, d'autre part, des étoiles plus massives, de type O, ont une durée de vie encore plus courte et elles explosent en supernovae sur des durées de quelques millions d'années seulement. Les explosions de ces supernovas, de plus, poussent le gaz et la poussière restants de la formation des étoiles de l'amas, amenant l'amas ouvert à ainsi encore perdre de sa masse. La conclusion lointaine de ces évolutions est que les amas ouverts finissent par ne plus exister, sur des durées de l'ordre de 250 millions d'années. C'est le sort, ainsi, par exemple, qui guette les Pléiades

Quand une étoile a épuisé son hydrogène, elle n'est plus composée que d'un noyau central d'hélium. Ce noyau se contracte jusqu'à ce que l'hydrogène restant entre dans une phase de fusion nucléaire. Ce processus fait que la région extérieure de l'étoile entre en expansion. L'étoile devient une géante rouge (certaines deviennent des supergéantes). L'étoile quitte alors la séquence principale du diagramme d'Herzsprung-Russell et rejoint le groupe des géantes rouges. Pour ce qui est de la suite, l'étoile va continuer de brûler les éléments qui la composent, mais tout dépend de sa masse: les étoiles d'une masse beaucoup plus importante que celle du Soleil vont brûler l'hydrogène, puis l'hélium, le carbone, l'oxygène, le néon et le silicium; les étoiles d'une masse plus importante que le Soleil vont s'arrêter au carbone ou éventuellement aller jusqu'au silicium; les étoiles d'une masse équivalente au Soleil vont s'arrêter à l'hélium. Les étoiles d'une masse plus faible que le Soleil ne brûlent que l'hydrogène et éventuellement l'hélium. Les étoiles d'une masse beaucoup plus faible que le Soleil ne deviennent pas des géantes rouges (voir plus bas). Une étoile va passer 10 à 25% de son temps en tant que géante rouge qui brûle de l'hélium. Au-delà du stade de l'hélium, l'étoile continue d'évoluer; elle n'est plus une géante rouge. Pendant qu'elle est géante rouge en effet, l'étoile se refroidit et son cœur se contracte à nouveau, ce qui déclenche une chaleur de millions de degrés, amenant une fusion, cette fois, de l'hélium (on appelle cela "la combustion centrale de l'hélium", "core helium burning"). Une telle activité peut déclencher une énorme quantité d'activité dans les rayons X dans la couronne de l'étoile. C'est à partir de ce moment-là que l'étoile cesse d'être une géante rouge. Elle se concentre et sa température de surface décroît. L'étoile peut passer à la combustion des éléments suivants

L'étoile, finalement, arrive à la fin de sa vie. Cette fin dépend, comme on l'a entr'aperçu, de la masse de l'étoile: les étoiles dont la masse initiale est de moins 8 fois la masse solaire (et les étoiles de masse faible en

Naines blanches Une naine blanche est un objet dense. Une cuillère d'une telle étoile pèserait 10 tonnes sur Terre... Une naine blanche est à peu près de la taille de la Terre. Les naines blanches connaissent quelquefois un regain d'activité quand l'hydrogène de leur enveloppe extérieure est amené, par la convection de chaleur, au contact de l'enveloppe d'hélium qui entoure le cœur où se trouvent le carbone, l'oxygène et les autres éléments lourds. Cela déclenche un "flash" d'activité de fusion qui, normalement, ne dure que quelques années. La naine blanche se remet à chauffer et à ioniser les gaz qui l'entourent. Elle expulse de larges quantités de carbone provenant du cœur ainsi que du gaz et de la poussière, fournissant ainsi du matériel supplémentaire aux futures régions où vont se former de nouvelles étoiles

général), meurent lorsqu'elles arrêtent de brûler leur hélium. Elle éjectent alors une enveloppe d'hydrogène. Ce sont les fameuses nébuleuses planétaires, lesquelles durent de 10 000 à 50 000 ans. L'étoile devient alors une naine blanche et passe dans ce groupe du diagramme. Les restes de l'étoile se condensent et la température de surface atteint de 50 000 à 100 000° K, rayonnant des photons ultraviolets qui sont absorbés par la nébuleuse planétaire. Certaines parties de la nébuleuse peuvent être compressées par des vents solaires qui atteignent jusqu'à 3,6 millions de km/h (2 millions mph)! 99% des étoiles passent par le stade de géantes rouges et finissent leur vie comme naines blanches! Il se pourrait qu'une forme de mystère entoure les naines blanches: des études ont montré que des naines blanches jeunes (celles qui, par rapport aux naines blanches âgées, sont plus chaudes et donc plus bleues et plus brillantes) se trouvent, dans des amas, dans les parties extérieures de ceux-ci alors que, du fait qu'elles naissent d'étoiles massives localisées au centre des amas, elles devraient également s'y trouver. Un exemple typique de nébuleuse planétaire est la fameuse nébuleuse de la Lyre. Le nom de nébuleuse planétaire a été donné à ces objets car, pour les premiers observateurs aux instruments, ils présentaient un aspect diffus de planète. Une cuiller de matériau d'une naine blanche pèserait 15 tonnes

Les étoiles qui ont une masse importante (entre 8 et 50 masses solaires), elles -mais elles sont donc peu nombreuses- vont brûler leurs éléments un à un et dans des séquences de plus en plus rapides: l'hélium est brûlé en 500 000 ans, le carbone en 600 ans, le néon en 1 an (!). Et, finalement, ces étoiles s'effondrent sur elles-mêmes. Leur cœur s'effondre en deux-dixièmes de seconde et elles explosent en les fameuses supernovas: les couches de l'étoile sont violemment expulsées vers l'extérieur. L'étoile devient une étoile à neutron d'une très forte densité (2 à 3 fois la masse solaire dans un diamètre inférieur à 20 km; une cuiller de matériau d'une étoile à neutrons pèserait 4 milliards de tonnes) ou même un pulsar (une étoile à neutron qui tourne très rapidement en émettant des éclats de radiation radio de haute intensité) voire un "magnétar" (une étoile à neutron à très fort champ magnétique et émettant dans les rayons-X). Ces très petites étoiles se trouvent au milieu des couches de gaz et d'éléments en expansion. Un exemple typique de supernova est la fameuse nébuleuse du Crabe (M1). Les explosions de supernovas sont bien connues pour fournir l'essentiel de la poussière que l'on trouve dans l'Univers et qui forme la base pour la formation ultérieure d'autres étoiles, de disques proto-planétaires, et, finalement, de planètes et de la vie. La poussière se forme entre quelques jours et quelques centaines de jours après l'explosion, lorsque le gaz se reproduit. Les évènements supernova sont dûs au fait que le coeur de ces étoiles n'est plus composé que de fer et n'est plus capable de produire d'énergie (pour engager la combustion nucléaire du fer, il faudrait au contraire un apport d'énergie!)

Les étoiles, enfin, dont la masse est très importante (plus de 50 masses solaires), connaissent la même évolution mais, au lieu de finir en étoile à neutron ou en pulsar, elles s'effondrent jusqu'au point de former un trou noir! Un trou noir stellaire est l'une des espèces de ces fameux lieux où la densité et la gravité sont telles que l'espace-temps est courbé au point de se fermer et que plus rien ne peut en sortir, pas même la lumière, malgré son énorme vitesse! De tels trous noirs stellaires, par contre, sont entourés de torii de matière dont ils engloutissent peu à peu la substance. Il semble qu'existe une forme de marge entre les étoiles de forte masse et celles de masse plus faible, où peuvent se former les plus petits trous noirs possibles -vers 3 fois la masse du Soleil

Les supernovas: une explosion? Plusieurs?
Les plus récentes données, basées sur les observations d'explosions rayons-gamma par le satellite Swift, montrent que les dernières phases d'une étoile qui devient supernova ne sont peut-ête pas, lorsqu'il y a création d'un trou noir, aussi simples que prévu: l'étoile n'exploserait pas d'un coup mais il pourrait y avoir une explosion puis une série de "retours". Cela serait dû au fait que, lorsque l'étoile arrive à court de matériau, elle s'effondre sur elle-même. Première explosion, qui détruit les couches extérieures de l'étoile. Cet effondrement enclenche la création chaotique d'un trou noir. Et le trou noir ré-énergise l'explosion de nombreuses fois. Tout cela en quelques minutes! L'évènement déclenche d'abord une explosion dans les rayons gamma, suivie d'intenses explosions dans les rayons-X. Le trou noir commence alors immédiatement à fonctionner: de la matière tombe sur lui; d'autre est expulsée. Une autre explication à ces soubresauts n'impliquerait pas un trou noir mais consisterait en ce que des "jets" énergétiques se déclencheraient lors de l'effondrement de l'étoile sur elle-même et créeraient des ondes de choc au sein d'eux-mêmes

Sur une échelle de temps plus longue, une autre catégorisation des étoiles est utile. Il s'agit de celle qui distingue entre les étoiles de "population" I, II et III. Les étoiles de population I sont des étoiles jeunes -quelques milliards d'années seulement (ainsi les Pléiades); les étoiles de population II sont des étoiles qui sont apparues il y a 10 milliards d'années, au moment du plus fort de la création des galaxies et les étoiles de population III sont les plus anciennes étoiles de l'Univers et elles sont une centaine de fois plus massives que le Soleil; elle ont une vie courte, de quelques millions d'années seulement. Ces étoiles de population III, c'est remarquable, n'ont pas produit de poussière lorsqu'elles ont terminé leur vie, ne participant pas, ainsi, à l'injection de poussière dans l'Univers

On notera, pour conclure, que la plupart des étoiles tirent leur énergie de la fusion nucléaire: dans le cœur de l'étoile, un élément est transformé en un autre par l'accrétion d'atomes en atomes autres. Certaines étoiles tirent leur énergie d'autres activités: les étoiles à neutron, de leur rotation; les supernovas de type Ia, de l'accrétion de matière (une naine blanche attire de la matière d'un compagnon qui est au stade de géante rouge et elle finit par exploser comme supernova); certains objets, tels les magnétars, de leur champ magnétique (les magnétars sont des étoiles à neutron avec un champ magnétique des milliers de fois plus puissant que celui d'une étoile à neutron classique; on les appelle aussi des "Soft Gamma-ray Repeaters" -SRG- ou "Anomalous X-ray Pulsars -AXP. Ils seraient plus nombreux que ce que l'on pensait dans la Voie Lactée)