Mais d`où peuvent-elles bien provenir ?!

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Des milliards de galaxies et des centaines de milliards d’étoiles par galaxies (234
milliards rien que dans notre chère voie lactée !), mais savez vous qui sont-elles vraiment ?
Une étoile est un corps céleste gazeux en rotation sui lui
même qui rayonne sa propre lumière par réactions de fusion
nucléaire1 ; la plus part d’entre elles produisent leur énergie par
fusion d’hydrogène en hélium. Leurs masses s’étendent entre
0,085 et 300 masses solaires (c'est-à-dire entre 0,085 et 300 fois
la masse du soleil2). On pourra par ailleurs noter que cette
grandeur caractéristique est très importante, car elle détermine
directement le comportement et la durée de vie de l’étoile ; par
exemple, une étoile à forte masse sera beaucoup plus lumineuse qu’une étoile « légère », mais sa
durée de vie sera très inférieure. En terme de taille, ces petits points brillants observés dans le ciel
sont en réalité bien plus énorme que notre planète : leurs diamètres peuvent aller jusqu’à des
centaines de millions de kilomètres, alors que celui de la Terre ne fait que 13 000km ! Avant d’aller
plus loin, commençons par éclaircir le phénomène de création de ces corps gazeux.
Mais d’où peuvent-elles bien provenir ?!
Les nébuleuses3, nuages de gaz et de poussières, sont à l’origine de la
naissance des étoiles. Celles-ci se forment en effet grâce à la contraction
gravitationnelle de régions extra-dense des nébuleuses. Nous ne savons pas
encore avec certitude ce qui provoque cette contraction, mais l’hypothèse mise
en avant est l’explosion d’une Supernova4 qui permettrait d’augmenter la
densité d’une certaine région de nébuleuse. Quoiqu’il en soit, plus cette région
devient dense, plus elle attire de gaz en elle, et le cercle vicieux s’installe ! Cette
masse en effondrement commence alors à prendre forme, et commence par la
même occasion à libérer de l’énergie, la contraction des gaz entrainant son
échauffement : on parle alors de protoétoile, et on continuera de la qualifier de
la sorte pendant des centaines de milliers d’années ! Les gaz continuant de
tourbillonner autour de cette protoétoile, son centre finira par atteindre une
température suffisante pour se chauffer lui-même grâce à la fusion nucléaire :
des millions d’années plus tard, quand le cœur atteindra plus de 10 millions de
degrés, les noyaux d’hydrogène se déplaceront assez rapidement pour entrer
en collision et former de l’hélium, et voilà que l’étoile née et commence à
briller. 
Les étoiles, en équilibre, sont donc continuellement soumises à deux
forces opposées : la force gravitationnelle qui pousse l’effondrement à sans
cesse continuer, et la pression cinétique des particules se déplaçant au cœur de
l’étoile, qui pousse elle, à sa dilatation.
1 Fusion nucléaire : Processus où deux noyaux atomiques légers s’assemblent pour former un noyau plus lourd.
Cette réaction est à l’œuvre de manière naturelle dans le Soleil et la plupart des étoiles de l'Univers.
2 Masse du soleil : Estimée à  .
3 Nébuleuse : objet céleste composé de gaz raréfié, ionisé et/ou de poussières interstellaires.
4 Supernova : Ensemble des phénomènes conséquents à l'explosion d'une étoile.
Pilier de la nébuleuse de l'aigle, prise
par Hubble en 2005.

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Et si on y mettait un peu d’ordre…
Et oui, car avec autant d’étoiles dans l’univers, les astronomes ont su faire un peu de
rangement. Ils ont décidé de classer les étoiles selon leur température et leur luminosité. La
température d’une étoile se calcule grâce à la spectrographie qui consiste à photographier le spectre
lumineux émis par l’étoile : plus le rayonnement sera intense, plus la température de l’étoile sera
chaude. La luminosité elle peut être obtenue en calculant l’éclat de l’étoile vu depuis la Terre ainsi
que sa distance.
On notera d’ailleurs qu’il existe une relation5 qui relie la température T d’une étoile et sa
luminosité L.
Grâce à tous ces éléments, les étoiles ont pu être classées en différentes catégories :
Il y a tout d’abord les naines brunes qui ne sont pas vraiment des
étoiles en tant que tel mais des objets substellaires. En effet, on a vu
précédemment que la masse des étoiles est comprises entre 0,085 et 300
masses solaires, mais lorsque cette masse est inférieure à 0,085, les
réactions de fusions ne peuvent malheureusement pas être amorcées !
C’est le cas pour les naines brunes.
Arrive ensuite les naines rouges présente à 80% dans notre galaxie. Ce
sont des petites étoiles rouges qui ont leurs masses comprises entre 0,08 et 0,8
masses solaires et leurs températures de surface entre 2500 et 5000 Kelvin.
Leurs petites tailles leur permettent de consommer lentement leur hydrogène
ce qui leur assurent une très longue vie.
Les naines jaunes sont elles des étoiles de taille moyenne qui brillent
d’un jaune très vif. Elles ont leur température de surface à environ 6000 Kelvin, le
soleil est donc un bon exemple de naine jaune ! Il faut par ailleurs savoir qu’une
étoile ne reste pas dans une seule catégorie toute sa vie, mais évolue entre ces
différentes catégories. Les naines jaunes se transformeront elles en géantes
rouges.
Les naines jaunes en fin de vie sont donc qualifiées de géantes rouges : l’hydrogène
est épuisé, et des réactions de fusion de l’hélium en carbone et oxygène y prennent
place. Le cœur se contracte alors que les couches externes se dilatent en prenant
ainsi une couleur rouge. Lors que l’hélium s’épuise à son tour, l’étoile s’éteint et les
couches externes explosent donnant ainsi naissance à une naine blanche. Le reste
de matière donnera lieu à une nébuleuse planétaire.
5 Relation entre la luminosité L d’une étoile et sa température T :   
Avec  , rayon de l’étoile et  constante de Stefan-Boltzmann.
Naine brune
Naine jaune (ici, le Soleil)
Géante rouge
Naine rouge

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Géante bleu
Diagramme de Hertzsprung-Russel
Comme pour les naines brunes, les naines blanches ne sont pas des
étoiles en tant que tel car elles ne sont pas assiéger par des réactions de fusion.
De base très chaude et de couleur blanche vive, elles refroidiront petit à petit
pour se transformer en astre froid appelé naine noire au bout d’une dizaine de
milliards d’années. On se doute alors que l’univers vieux de 13 milliards
d’années n’a pas encore connue ce type de transformation (mais en théorie, ça
existe ;)) !
Dans la catégorie des étoiles massives, on trouve aussi les géantes
bleues qui font au minimum 10 masses solaires ! Elles consomment donc leur
hydrogène très rapidement et finissent par se transformer en supergéantes
rouges avec les mêmes phénomènes que précédemment. Ces supergéantes
deviendront très instables après que l’hélium ait fusionné en élément très
lourd (fer, nickel, chrome…) et exploseront en une Supernova, laissant derrière
elle une étoile à neutrons6 ou un trou noir7 (pour les étoiles très massive ou
l’effondrement fait même disparaitre le noyau).
Tous ces types d’étoiles son
classées dans le fameux diagramme de
Hertzsprung-Russel, graphe dans lequel
est représenté la luminosité des étoiles
en fonction de leur température. On
remarquera qu’il s’y démarque une
diagonale qualifiée de séquence
principale, dans laquelle la plupart des
étoiles peut y être répertorié. D’autres
catégories s’y détache tel que les naines blanches, les géantes, les supergéantes…
6 Etoile à neutron : Etoile constitué de neutrons, de très petites tailles (quelques kilomètres) qui sont donc très
denses, à cause de la force de gravité très puissante qui à lieu lors de l’explosion : une cuillérée de cette
matière pèserait des milliers de tonnes !
7 Trou noir : Zone très intense d’attraction gravitationnelle.
Etoile à neutrons
Naine blanche
Géante bleue

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Donc le Soleil est aussi une étoile ?!
Si l’on vous demande quelle est l’étoile la plus proche de la Terre, vous peinerez sans doute à
répondre le Soleil ! On n’y pense pas de premier abord, mais le Soleil est bien une naine jaune qui
comme ses semblables se transformera en géante rouge puis en naine blanche dans 5 à 10 milliards
d’années (rassurez vous, elle en est actuellement qu’à la moitié de sa vie !). Si vous vous demandez
pourquoi le soleil est la seule étoile à pouvoir être observée en pleine journée, et bien tout
simplement parce qu’elle est très proche de la Terre : sa lumière met seulement 8min20 à nous
parvenir à partir du moment où les photons8 quittent sa surface, alors qu’elle met au minimum
quelques années pour les autres étoiles.
Mais détrompez-vous, à partir du moment où ils sont crées, les photons mettent bien plus
que quelques minutes à parvenir sur la Terre :
la fusion de 4 atomes d’hydrogène en un
atome d’hélium au cœur du Soleil libère de
l’énergie, notamment sous forme de photons
lumineux qui mettront entre 10 000 et
170 000 ans pour atteindre la surface de
notre étoile. Ils traverseront pendant ce
temps la zone de radiation9, la zone de
convection10 et la photosphère qui elle
permet de produire la lumière visible.
Le saviez-vous ? Bien qu’il soit une
étoile « moyenne », le soleil représente à lui seul
99,86% de la masse du système solaire, étonnant !
Quelques mots sur l’étoile Polaire.
Parce qu’on entend tellement parler d’elle, ce serait dommage de ne pas aborder le sujet !
Première chose importante à savoir à ce propos, le qualificatif « d’étoile polaire » est seulement le
surnom donné à l’étoile visible à l’œil nu qui est la plus proche du pôle Nord Céleste, ce n’est donc
pas une étoile fixe. C’est actuellement Alpha Ursae Minoris qui a le mérite d’endosser ce rôle pour
l’hémisphère Nord, et ce jusqu’aux alentours de l’an 2400.
8 Photon: Quantum (quantité définie) d’énergie associé aux ondes électromagnétique (onde radio, lumière
visible…)
9 Zone de radiation : Elle se situe juste après le cœur du Soleil entre 0,25 et 0,7 rayon solaire ; dans cette zone
le transfert de chaleur se fait par radiation thermique.
10 Zone de convection : Elle se situe de 0,7 rayon solaire jusqu’à la surface visible du soleil; dans cette zone le
transfert de chaleur se fait par convection (déplacement de chaleur au sein d'un fluide par le mouvement
d'ensemble de ses molécules).
Structure interne du soleil

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Localisation de l'étoile polaire
En effet, l’étoile Polaire est une étoile alignée avec l’axe de rotation de la terre, mais cet axe de
rotation change tous les 26 000 ans environ ; ce phénomène est appelé précession des équinoxes : la
Terre n’étant pas parfaitement sphérique (elle est aplati aux pôles et possède un renflement à
l’équateur), le couple qu’exercent les
forces de marées11 de la Lune et du Soleil
ont tendance à ramener ce renflement
vers le plan écliptique. Mais la Terre étant
en rotation sur elle-même, ces forces
provoquent seulement un déplacement de
l’axe de rotation.
Pour repérer l’étoile polaire, il
suffit de repérer au préalable la Grande
Ourse qui a une forme de casserole, et de
prolonger le bec verseur jusqu’à tomber
sur l’étoile Polaire qui elle fait parti de la
Petite Ourse. Mais attention, bien qu’étoile
la plus brillante de sa constellation, l’étoile Polaire n’est pas la plus brillante du ciel, elle n’as même
rien d’exceptionnelle à ce niveau…
Et le prix de l’étoile la plus brillante…
Sirius, étoile principale de la constellation du Grand Chien, gagne le prix de l’étoile la plus
brillante. Cependant, c’est l’étoile la plus brillante seulement en magnitude apparente, qui est de -
1,5. La magnitude apparente, en opposition à la magnitude absolue, prends en considération la
distance de l’étoile à la Terre : c’est donc l’étoile la plus brillante vu de la Terre (après le Soleil
évidemment qui à une magnitude apparente de -26,73). Les étoiles les plus brillantes en magnitude
absolue sont les supergéantes Naos (-7,3) et Déneb (-7,2).
Sirius est en réalité une étoile binaire : c’est un système composé de deux étoiles Sirius A et
Sirius B qui gravitent autour d’un centre de gravité commun. Sirius A est une étoile blanche et Sirius
B est une naine blanche beaucoup plus petite et 10 000 fois moins lumineuse (elle à une magnitude
apparente de seulement 8,44). La distance entre ces deux étoiles varie entre 8,1 et 31,5 UA.12 pour
une moyenne de 19,5 UA.
Représentation d’un système d’étoile binaire
11 Force de marée : La force de marée est une conséquence des forces d’attractions gravitationnelles de la Lune
et du Soleil et est la cause principale des marées.
12 UA. : Unité astronomique, unité de longueur utilisée pour estimer la distance entre les objets célestes. Elle
est fixée à 149 597 870 700 m.