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Les grandes longueurs, telles que le rayon d'une étoile géante ou le demi-grand axe d'un système d'étoiles binaires, sont souvent exprimées en termes d'unité astronomique (UA) - approximativement la distance moyenne entre la Terre et le Soleil (150 millions de km ou 93 millions de miles).

Formation et évolution

Une étoile commence comme un nuage s'effondrant de matière composée principalement d'hydrogène, avec de l'hélium et des traces d'éléments plus lourds. Une fois que le noyau stellaire est suffisamment dense, une partie de l'hydrogène est régulièrement convertie en hélium par le processus de fusion nucléaire.23 Le reste de l'intérieur de l'étoile transporte l'énergie du noyau par une combinaison de processus radiatifs et convectifs. La pression interne de l'étoile l'empêche de s'effondrer davantage sous sa propre gravité. Une fois que le combustible hydrogène au cœur est épuisé, ces étoiles ayant au moins 0,4 fois la masse du Soleil24 se dilater pour devenir une géante rouge, fusionnant dans certains cas des éléments plus lourds au cœur ou dans des coquilles autour du cœur. L'étoile évolue ensuite vers une forme dégénérée, recyclant une partie de la matière dans l'environnement interstellaire, où elle formera une nouvelle génération d'étoiles avec une proportion plus élevée d'éléments lourds.

Les étoiles sont formées dans des régions étendues de densité plus élevée dans le milieu interstellaire, bien que la densité soit encore inférieure à l'intérieur d'une chambre à vide terrestre. Ces régions sont appelées nuages ​​moléculaires et se composent principalement d'hydrogène, avec environ 23-28% d'hélium et quelques pour cent d'éléments plus lourds. Un exemple d'une telle région de formation d'étoiles est la nébuleuse d'Orion.25 Comme les étoiles massives sont formées à partir de nuages ​​moléculaires, elles illuminent puissamment ces nuages. Ils ionisent également l'hydrogène, créant une région H II.

Formation de Protostar

La formation d'une étoile commence par une instabilité gravitationnelle à l'intérieur d'un nuage moléculaire, souvent déclenchée par des ondes de choc de supernovae (explosions stellaires massives) ou la collision de deux galaxies (comme dans une galaxie éclatée d'étoiles). Une fois qu'une région atteint une densité de matière suffisante pour satisfaire aux critères d'instabilité des jeans, elle commence à s'effondrer sous sa propre force gravitationnelle.

À mesure que le nuage s'effondre, des agglomérations individuelles de poussières et de gaz denses forment ce que l'on appelle des globules Bok. Ceux-ci peuvent contenir jusqu'à 50 masses solaires de matière. Lorsqu'un globule s'effondre et que la densité augmente, l'énergie gravitationnelle est convertie en chaleur et la température augmente. Lorsque le nuage protostellaire a approximativement atteint la condition stable d'équilibre hydrostatique, une protostar se forme au cœur.26 Ces étoiles de séquence pré-principale sont souvent entourées d'un disque protoplanétaire. La période de contraction gravitationnelle dure environ 10 à 15 millions d'années.

Les premières étoiles de moins de 2 masses solaires sont appelées étoiles T Tauri, tandis que celles ayant une plus grande masse sont des étoiles Herbig Ae / Be. Ces étoiles nouvellement nées émettent des jets de gaz le long de leur axe de rotation, produisant de petites taches de nébulosité appelées objets Herbig-Haro.27

Séquence principale

Article principal: Séquence principale

Les étoiles passent environ 90% de leur vie à fusionner l'hydrogène pour produire de l'hélium dans des réactions à haute température et à haute pression près du cœur. Ces étoiles seraient sur la séquence principale et sont appelées étoiles naines. À partir de la séquence principale d'âge zéro, la proportion d'hélium dans le cœur d'une étoile augmentera régulièrement. En conséquence, afin de maintenir le taux requis de fusion nucléaire au cœur, l'étoile augmentera lentement en température et en luminosité.28 Le Soleil, par exemple, aurait augmenté sa luminosité d'environ 40% depuis qu'il a atteint la séquence principale il y a 4,6 milliards d'années.29

Chaque étoile génère un vent stellaire de particules qui provoque un écoulement continu de gaz dans l'espace. Pour la plupart des étoiles, la quantité de masse perdue est négligeable. Le Soleil perd 10−14 des masses solaires chaque année,30 soit environ 0,01 pour cent de sa masse totale sur toute sa durée de vie. Cependant, les étoiles très massives peuvent perdre 10−7 à 10−5 les masses solaires chaque année, affectant considérablement leur évolution.31

Un exemple de diagramme de Hertzsprung-Russell pour un ensemble d'étoiles qui inclut le Soleil (centre). (Voir "Classification" ci-dessous.)

La durée qu'une étoile passe sur la séquence principale dépend principalement de la quantité de carburant qu'elle doit fondre et de la vitesse à laquelle elle fait fondre ce carburant. En d'autres termes, sa masse initiale et sa luminosité. Pour le Soleil, cela est estimé à environ 1010 ans. Les grandes étoiles consomment leur carburant très rapidement et sont de courte durée. Les petites étoiles (appelées naines rouges) consomment leur carburant très lentement et durent des dizaines à des centaines de milliards d'années. À la fin de leur vie, ils deviennent simplement gradateurs et gradateurs.24 Cependant, étant donné que la durée de vie de ces étoiles est supérieure à l'âge actuel de l'univers (13,7 milliards d'années), aucune étoile de ce type ne devrait encore exister.

Outre la masse, la partie des éléments plus lourds que l'hélium peut jouer un rôle important dans l'évolution des étoiles. En astronomie, tous les éléments plus lourds que l'hélium sont considérés comme un "métal", et la concentration chimique de ces éléments est appelée métallicité. La métallicité peut influencer la durée pendant laquelle une étoile brûlera son carburant, contrôlera la formation de champs magnétiques et modifiera la force du vent stellaire. Les étoiles de la population II plus âgées ont sensiblement moins de métallicité que les étoiles de la population I plus jeune 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 d'éléments plus lourds à mesure que les étoiles plus âgées meurent et perdent des parties de leur atmosphère.)

Séquence post-principale

En tant qu'étoiles d'au moins 0,4 masse solaire24 épuiser leur approvisionnement en hydrogène à leur cœur, leurs couches externes se dilatent considérablement et se refroidissent pour former une géante rouge. Par exemple, dans environ 5 milliards d'années, lorsque le Soleil est une géante rouge, il s'étendra jusqu'à un rayon maximum d'environ 1 UA (150 000 000 km), 250 fois sa taille actuelle. En tant que géant, le Soleil perdra environ 30% de sa masse actuelle.2932

Dans une géante rouge pouvant atteindre 2,25 masses solaires, la fusion de l'hydrogène se déroule dans une couche de coquille entourant le cœur.33 Finalement, le noyau est suffisamment comprimé pour démarrer la fusion de l'hélium, et l'étoile rétrécit progressivement dans le rayon et augmente sa température de surface. Pour les étoiles plus grandes, la région centrale passe directement de la fusion de l'hydrogène à la fusion de l'hélium.34

Après que l'étoile a consommé l'hélium au cœur, la fusion se poursuit dans une coquille autour d'un cœur chaud de carbone et d'oxygène. L'étoile suit alors un chemin évolutif parallèle à la phase géante rouge d'origine, mais à une température de surface plus élevée.

Étoiles massives

Bételgeuse est une étoile supergéante rouge approchant de la fin de son cycle de vie

Au cours de leur phase de combustion d'hélium, les étoiles de très haute masse avec plus de neuf masses solaires se dilatent pour former des supergéantes rouges. Une fois que ce combustible est épuisé au cœur, ils peuvent continuer à fondre des éléments plus lourds que l'hélium.

Le cœur se contracte jusqu'à ce que la température et la pression soient suffisantes pour fusionner le carbone (voir processus de combustion du carbone). Ce processus se poursuit, les étapes successives étant alimentées par le néon (voir le processus de combustion au néon), l'oxygène (voir le processus de combustion de l'oxygène) et le silicium (voir le processus de combustion du silicium). Vers la fin de la vie de l'étoile, la fusion peut se produire le long d'une série de coquilles de couche d'oignon à l'intérieur de l'étoile. Chaque coque fusionne un élément différent, la coque la plus externe fusionnant l'hydrogène; la prochaine coquille fusionnant l'hélium, et ainsi de suite.35

Le stade final est atteint lorsque l'étoile commence à produire du fer. Étant donné que les noyaux de fer sont plus étroitement liés que tous les noyaux plus lourds, s'ils sont fusionnés, ils ne libèrent pas d'énergie - le processus consomme au contraire de l'énergie. De même, comme ils sont plus étroitement liés que tous les noyaux plus légers, l'énergie ne peut pas être libérée par fission.33 Dans les étoiles relativement anciennes et très massives, un gros noyau de fer inerte s'accumulera au centre de l'étoile. Les éléments plus lourds de ces étoiles peuvent remonter à 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.

Effondrer

Une étoile évoluée de taille moyenne perdra désormais ses couches externes comme une nébuleuse planétaire. Si ce qui reste après que l'atmosphère extérieure a été rejetée est inférieur à 1,4 masses solaires, il se réduit à un objet relativement petit (de la taille de la Terre) qui n'est pas assez massif pour qu'une compression supplémentaire ait lieu, connue sous le nom de naine blanche.36 La matière dégénérée par électrons à l'intérieur d'une naine blanche n'est plus un plasma, même si les étoiles sont généralement désignées comme étant des sphères de plasma. Les naines blanches finiront par se fondre en naines noires sur une très longue période de temps.

La nébuleuse du crabe, vestiges d'une supernova qui a été observée pour la première fois vers 1050 de notre ère.

Dans les étoiles plus grandes, la fusion continue jusqu'à ce que le noyau de fer soit devenu si grand (plus de 1,4 masses solaires) qu'il ne peut plus supporter sa propre masse. Ce noyau s'effondrera soudainement alors que ses électrons sont entraînés dans ses protons, formant des neutrons et des neutrinos dans une rafale de désintégration bêta inverse, ou capture d'électrons. L'onde de choc formée par cet effondrement soudain fait exploser le reste de l'étoile dans une supernova. Les supernovae sont si brillantes qu'elles peuvent éclipser brièvement toute la galaxie d'origine de l'étoile. Lorsqu'elles se produisent dans la Voie lactée, les supernovae ont historiquement été observées par les observateurs à l'œil nu comme de "nouvelles étoiles" alors qu'aucune n'existait auparavant.37

La majeure partie de la matière dans l'étoile est emportée par l'explosion des supernovae (formant des nébuleuses telles que la nébuleuse du crabe37) et ce qui restera sera une étoile à neutrons (qui se manifeste parfois sous la forme d'un pulsar ou d'un appareil à rayons X) ou, dans le cas des plus grandes étoiles (assez grandes pour laisser un reste stellaire supérieur à environ 4 masses solaires), un noir trou.38 Dans une étoile à neutrons, la matière se trouve dans un état connu sous le nom de matière dégénérée par les neutrons, avec une forme plus exotique de matière dégénérée, la matière QCD, éventuellement présente dans le cœur. Dans un trou noir, la question se trouve dans un état qui n'est pas actuellement compris.

Les couches externes soufflées d'étoiles mourantes comprennent des éléments lourds qui peuvent être recyclés lors de la formation de nouvelles étoiles. Ces éléments lourds permettent la formation de planètes rocheuses. L'écoulement des supernovae et le vent stellaire des grandes étoiles jouent un rôle important dans la formation du milieu interstellaire.37

Distribution

Une étoile naine blanche en orbite autour de Sirius (impression d'artiste). Image de la NASA

En plus des étoiles isolées, un système multi-étoiles peut se composer de deux ou plusieurs étoiles liées gravitationnellement qui orbitent l'une autour de l'autre. Le système multi-étoiles 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 co-orbitales.39 Il existe également de plus grands groupes appelés amas d'étoiles. Celles-ci vont d'associations stellaires lâches avec seulement quelques étoiles, à d'énormes amas globulaires avec des centaines de milliers d'étoiles.

Il a été longtemps admis que la majorité des étoiles se trouvent dans des systèmes à étoiles multiples liés par gravitation. Cela est particulièrement vrai pour les étoiles de classe O et B très massives, où 80% des systèmes seraient multiples. Cependant, la part des systèmes à une seule étoile augmente pour les petites étoiles, de sorte que seulement 25% des naines rouges sont connues pour avoir 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 la naissance.40

Les étoiles ne sont pas réparties uniformément à travers l'univers, mais sont normalement regroupées en galaxies avec le gaz et la poussière interstellaires. Une galaxie typique contient des centaines de milliards d'étoiles. Selon une équipe d'astronomes dirigée par Christopher Conselice, l'univers contient au moins deux billions de galaxies, dix fois plus qu'on ne le pensait auparavant.41 Bien que l'on pense souvent que les étoiles n'existent que dans les galaxies, des étoiles intergalactiques ont été découvertes.42 Les astronomes estiment qu'il y a au moins 70 sextillions (7 × 1022) étoiles dans l'univers observable.43

L'étoile la plus proche de la Terre, en dehors du Soleil, est Proxima Centauri, qui fait 39,9 billions de dollars (1012) kilomètres, soit 4,2 années-lumière de distance. La lumière de Proxima Centauri met 4,2 ans pour atteindre la Terre. Voyager à la vitesse orbitale de la navette spatiale (5 miles par seconde - près de 30 000 kilomètres par heure), il faudrait environ 150 000 ans pour y arriver.44 De telles distances sont typiques à l'intérieur des disques galactiques, y compris à proximité du système solaire.45 Les étoiles peuvent être beaucoup plus proches les unes des autres dans les centres des galaxies et dans les amas globulaires, ou bien plus éloignées les unes des autres dans les halos galactiques.

En raison des distances relativement importantes entre les étoiles à l'extérieur du noyau galactique, les collisions entre les étoiles seraient rares. Dans les régions plus denses comme le noyau des amas globulaires ou le centre galactique, les collisions peuvent être plus courantes.46 De telles collisions peuvent produire ce que l'on appelle des retardataires bleus. Ces étoiles anormales ont une température de surface plus élevée que les autres étoiles de la séquence principale avec la même luminosité dans l'amas.47

Caractéristiques

Le Soleil est l'étoile la plus proche de la Terre

Presque tout sur une étoile est déterminé par sa masse initiale, y compris les caractéristiques essentielles telles que la luminosité et la taille, ainsi que l'évolution, la durée de vie et le sort éventuel de l'étoile.

Âge

La plupart des étoiles ont entre 1 et 10 milliards d'années. Certaines étoiles peuvent même avoir près de 13,7 milliards d'années - l'âge observé de l'univers. La plus vieille étoile jamais découverte, HE 1523-0901, est estimée à 13,2 milliards d'années.48

Plus l'étoile est massive, plus sa durée de vie est courte, principalement parce que les étoiles massives ont une plus grande pression sur leurs noyaux, ce qui les fait brûler plus rapidement de l'hydrogène. Les étoiles les plus massives durent en moyenne environ un million d'années, tandis que les étoiles de masse minimale (naines rouges) brûlent leur carburant très lentement et durent des dizaines à des centaines de milliards d'années.

Composition chimique

Lorsque les étoiles se forment, elles sont composées d'environ 70% d'hydrogène et 28% d'hélium, mesurés en masse, avec une petite fraction d'éléments plus lourds. Typiquement, la portion d'éléments lourds est mesurée en termes de teneur en fer de l'atmosphère stellaire, car le fer est un élément commun et ses lignes d'absorption sont relativement faciles à mesurer. Parce que les nuages ​​moléculaires où se forment les étoiles sont constamment enrichis par des éléments plus lourds provenant des explosions de supernovae, une mesure de la composition chimique d'une étoile peut être utilisée pour déduire son âge. La portion d'éléments plus lourds peut également être un indicateur de la probabilité que l'étoile ait un système planétaire.49

L'étoile avec la plus faible teneur en fer jamais mesurée est la HE1327-2326 naine, avec seulement 1/200 000ème de la teneur en fer du Soleil.50 En revanche, l'étoile super-riche en métaux μ Leonis a presque le double de l'abondance de fer comme le Soleil, tandis que l'étoile portant la planète 14 Herculis a presque triplé le fer.51 Il existe également des étoiles chimiquement particulières qui montrent des abondances inhabituelles de certains éléments dans leur spectre; en particulier le chrome et les éléments des terres rares.52

Diamètre

En raison de leur grande distance de la Terre, toutes les étoiles à l'exception du Soleil apparaissent à l'œil humain comme des points brillants dans le ciel nocturne qui scintillent à cause de l'effet de l'atmosphère terrestre. Le Soleil est également une étoile, mais il est suffisamment proche de la Terre pour apparaître comme un disque à la place et pour fournir la lumière du jour. Autre que le Soleil, l'étoile avec la plus grande taille apparente est R Doradus, avec un diamètre angulaire de seulement 0,057 secondes d'arc.53

Les disques de la plupart des étoiles sont beaucoup trop petits en taille angulaire pour être observés avec les télescopes optiques actuels au sol, et des télescopes interférométriques sont donc nécessaires pour produire des images de ces objets. Une autre technique pour mesurer la taille angulaire des étoiles est l'occultation. En mesurant précisément la baisse de luminosité d'une étoile telle qu'elle est occultée par la Lune (ou l'augmentation de la luminosité lorsqu'elle réapparaît), le diamètre angulaire de l'étoile peut être calculé.54

La taille des étoiles varie des étoiles à neutrons, qui varient de 20 à 40 km de diamètre, aux supergéantes comme Bételgeuse dans la constellation d'Orion, qui a un diamètre environ 650 fois plus grand que le Soleil, soit environ 0,9 milliard de kilomètres. Cependant, Betelgeuse a une densité beaucoup plus faible que le Soleil.55

Cinématique

Le mouvement d'une étoile par rapport au Soleil peut fournir des informations utiles sur l'origine et l'âge d'une étoile, ainsi que sur la structure et l'évolution de la galaxie environnante. Les composantes du mouvement d'une étoile se composent de la vitesse radiale vers ou loin du Soleil, et du mouvement angulaire transversal, qui est appelé son mouvement propre.

La vitesse radiale est mesurée par le décalage Doppler des raies spectrales de l'étoile et est donnée en unités de km / s. Le mouvement correct d'une étoile est déterminé par des mesures astrométriques précises en unités de millisecondes (mas) par an. En déterminant la parallaxe d'une étoile, le mouvement approprié peut ensuite être converti en unités de vitesse. Les étoiles avec des taux élevés de mouvement correct sont susceptibles d'être relativement proches du Soleil, ce qui en fait de bons candidats pour les mesures de parallaxe.56

Une fois que les deux vitesses de mouvement sont connues, la vitesse spatiale de l'étoile par rapport au Soleil ou à la galaxie peut être calculée. Parmi les étoiles proches, il a été constaté que les étoiles de la population I ont généralement des vitesses plus faibles que les étoiles plus anciennes de la population II. Ces derniers ont des orbites elliptiques inclinées vers le plan de la galaxie.57 La comparaison de la cinématique des étoiles proches a également conduit à l'identification d'associations stellaires. Ce sont probablement des groupes d'étoiles qui partagent un point d'origine commun dans les nuages ​​moléculaires géants.

Champ magnétique

Champ magnétique de surface de SU Aur (une jeune étoile de type T Tauri), reconstruit par imagerie Zeeman-Doppler

Le champ magnétique d'une étoile est généré dans les régions de l'intérieur où se produit la circulation convective. Ce mouvement de plasma conducteur fonctionne comme une dynamo, générant des champs magnétiques qui s'étendent à travers l'étoile. La force du champ magnétique varie avec la masse et la composition de l'étoile, et la quantité d'activité de surface magnétique dépend de la vitesse de rotation de l'étoile. Cette activité de surface produit des étoiles, qui sont des régions de forts champs magnétiques et des températures de surface inférieures à la normale. Les boucles coronales arquent des champs magnétiques qui s'étendent dans la couronne depuis les régions actives. Les fusées éclairantes stellaires sont des salves de particules de haute énergie qui sont émises en raison de la même activité magnétique.58

Les jeunes étoiles en rotation rapide ont tendance à avoir des niveaux élevés d'activité de surface en raison de leur champ magnétique. Le champ magnétique peut cependant agir sur le vent stellaire d'une étoile, fonctionnant comme un frein pour ralentir progressivement la vitesse de rotation à mesure que l'étoile vieillit. Ainsi, les étoiles plus anciennes comme le Soleil ont un taux de rotation beaucoup plus lent et un niveau d'activité de surface plus faible. Les niveaux d'activité des étoiles à rotation lente ont tendance à varier de manière cyclique et peuvent s'arrêter complètement pendant des périodes.59 Pendant le minimum de Maunder, par exemple, le Soleil a subi une période de 70 ans sans presque aucune activité de taches solaires.

Masse

Eta Carinae, l'une des étoiles les plus massives connues,60 avec 100 à 150 fois plus de masse que le Soleil; sa durée de vie est très courte - plusieurs millions d'années au maximum. Une étude récente du cluster Arches suggère que 150 masses solaires est la limite supérieure des étoiles à l'ère actuelle de l'univers.61 La raison de cette limite n'est pas connue avec précision, mais elle est en partie due à la luminosité d'Eddington qui définit la quantité maximale de luminosité qui peut traverser l'atmosphère d'une étoile sans éjecter les gaz dans l'espace.

La nébuleuse de réflexion NGC 1999 est brillamment éclairée par le V380 Orionis (centre), une étoile variable avec environ 3,5 fois la masse du Soleil. Image de la NASA

Les premières étoiles à se former après le Big Bang peuvent avoir été plus grandes, jusqu'à 300 masses solaires ou plus,62 en raison de l'absence totale d'éléments plus lourds que le lithium dans leur composition. Cette génération d'étoiles supermassives de population III est cependant éteinte depuis longtemps et n'est actuellement que théorique.

Avec une masse seulement 93 fois supérieure à celle de Jupiter, AB Doradus C, un compagnon d'AB Doradus A, est la plus petite étoile connue subissant une fusion nucléaire dans son noyau.63 Pour les étoiles ayant une métallicité similaire au Soleil, la masse minimale théorique que l'étoile peut avoir et subir encore une fusion au cœur est estimée à environ 75 fois la masse de Jupiter.64 Cependant, lorsque la métallicité est très faible, une étude récente des étoiles les plus faibles a révélé que la taille minimale des étoiles semble être d'environ 8,3% de la masse solaire, soit environ 87 fois la masse de Jupiter.6564 Les petits corps sont appelés naines brunes, qui occupent une zone grise mal définie entre les étoiles et les géantes gazeuses.

La combinaison du rayon et de la masse d'une étoile détermine la gravité de la surface. Les étoiles géantes ont une gravité de surface beaucoup plus faible que les étoiles de la séquence principale, tandis que l'inverse est le cas pour les étoiles dégénérées et compactes telles que les naines blanches. La gravité de surface peut influencer l'apparence du spectre d'une étoile, une gravité plus élevée provoquant un élargissement des raies d'absorption.11

Rotation

Le taux de rotation des étoiles peut être approximé par une mesure spectroscopique, ou plus précisément déterminé en suivant le taux de rotation des étoiles. Les jeunes étoiles peuvent avoir une vitesse de rotation rapide supérieure à 100 km / s à l'équateur. L'étoile Achernar de classe B, par exemple, a une vitesse de rotation équatoriale d'environ 225 km / s ou plus, ce qui lui donne un diamètre équatorial qui est plus de 50% plus grand que la distance entre les pôles. Ce taux de rotation est juste en dessous de la vitesse critique de 300 km / s où l'étoile se briserait.66 En revanche, le Soleil ne tourne qu'une fois tous les 25 à 35 jours, avec une vitesse équatoriale de 1,994 km / s. Le champ magnétique de l'étoile et le vent stellaire ralentissent considérablement le taux de rotation d'une étoile de la séquence principale à mesure qu'elle évolue sur la séquence principale.67

Les étoiles dégénérées se sont contractées en une masse compacte, entraînant une vitesse de rotation rapide. Cependant, ils ont des taux de rotation relativement faibles par rapport à ce qui serait attendu de la conservation de la quantité de mouvement angulaire - la tendance d'un corps en rotation à compenser une contraction de la taille en augmentant sa vitesse de rotation. Une grande partie du moment angulaire de l'étoile est dissipée à la suite d'une perte de masse par le vent stellaire.68 Malgré cela, la vitesse de rotation d'un pulsar peut être très rapide. Le pulsar au cœur de la nébuleuse du crabe, par exemple, tourne 30 fois par seconde.69 La vitesse de rotation du pulsar ralentira progressivement en raison de l'émission de rayonnement.

Température

La température de surface d'une étoile de la séquence principale est déterminée par le taux de production d'énergie au cœur et le rayon de l'étoile et est souvent estimée à partir de l'indice de couleur de l'étoile.70 Elle est normalement indiquée comme la température effective, qui est la température d'un corps noir idéalisé qui rayonne son énergie à la même luminosité par surface que l'étoile. Notez que la température effective n'est cependant qu'une valeur représentative, car les étoiles ont en fait un gradient de température qui diminue avec l'augmentation de la distance par rapport au cœur.71 La température dans la région centrale d'une étoile est de plusieurs millions de kelvins.72

La température stellaire déterminera le taux d'excitation ou d'ionisation de différents éléments, résultant en des raies d'absorption caractéristiques dans le spectre. La température de surface d'une étoile, ainsi que sa magnitude absolue visuelle et ses caractéristiques d'absorption, sont utilisées pour classer une étoile (voir la classification ci-dessous).11

Les étoiles massives de la séquence principale peuvent avoir des températures de surface de 50 000 K. Les étoiles plus petites comme le Soleil ont des températures de surface de quelques milliers de degrés. Les géantes rouges ont des températures de surface relativement basses d'environ 3 600 K, mais elles ont également une luminosité élevée en raison de leur grande surface extérieure.73

Radiation

L'énergie produite par les étoiles, en tant que sous-produit de la fusion nucléaire, rayonne dans l'espace sous forme de rayonnement électromagnétique et de rayonnement de particules. Le rayonnement de particules émis par une étoile se manifeste par le vent stellaire74 (qui existe sous forme de flux constant de particules chargées électriquement, telles que des protons libres, des particules alpha et des particules bêta, émanant des couches externes de l'étoile) et sous forme d'un flux constant de neutrinos émanant du noyau de l'étoile.

La production d'énergie au cœur est la raison pour laquelle les étoiles brillent si brillamment: chaque fois que deux noyaux atomiques ou plus d'un élément fusionnent pour former un noyau atomique d'un nouvel élément plus lourd, des photons gamma sont libérés de la réaction de fusion nucléaire. Cette énergie est convertie en d'autres formes d'énergie électromagnétique, y compris la lumière visible, au moment où elle atteint les couches externes de l'étoile.

La couleur d'une étoile, déterminée par la fréquence de crête de la lumière visible, dépend de la température des couches externes de l'étoile, y compris sa photosphère.75 Outre la lumière visible, les étoiles émettent également des formes de rayonnement électromagnétique qui sont invisibles à l'œil humain. En fait, le rayonnement électromagnétique stellaire s'étend sur tout le spectre électromagnétique, des plus longues longueurs d'onde des ondes radio et infrarouges aux plus courtes longueurs d'onde des rayons ultraviolets, rayons X et gamma. Tous les composants du rayonnement électromagnétique stellaire, visibles et invisibles, sont généralement importants.

En utilisant le spectre stellaire, les astronomes peuvent également déterminer la température de surface, la gravité de surface, la métallicité et la vitesse de rotation d'une étoile. Si la distance de l'étoile est connue, par exemple en mesurant la parallaxe, alors la luminosité de l'étoile peut être dérivée. La masse, le rayon, la gravité de surface et la période de rotation peuvent ensuite être estimés sur la base de modèles stellaires. (La masse peut être mesurée directement pour les étoiles dans les systèmes binaires. La technique de microlentille gravitationnelle donnera également la masse d'une étoile.76) Avec ces paramètres, les astronomes peuvent également estimer l'âge de l'étoile.77

Luminosité

En astronomie, la luminosité est la quantité de lumière, et d'autres formes d'énergie rayonnante, une étoile rayonne par unité de temps. La luminosité d'une étoile est déterminée par le rayon et la température de surface. Cependant, de nombreuses étoiles ne rayonnent pas un flux uniforme - la quantité d'énergie rayonnée par unité de surface - sur toute leur surface. L'étoile en rotation rapide Vega, par exemple, a un flux d'énergie plus élevé à ses pôles que le long de son équateur.78

Les taches de surface avec une température et une luminosité inférieures à la moyenne sont connues sous le nom de taches stellaires. Petit, nain les étoiles telles que le Soleil ont généralement des disques essentiellement sans relief avec seulement de petits points d'étoiles. Plus grande, géant les étoiles ont des taches bien plus grandes, beaucoup plus évidentes,79 et ils présentent également un fort assombrissement des membres stellaires. Autrement dit, la luminosité diminue vers le bord du disque stellaire.80 Les étoiles flamboyantes naines rouges telles que UV Ceti peuvent également posséder des caractéristiques de point étoilé importantes.81

Ordre de grandeur

La luminosité apparente d'une étoile est mesurée par sa magnitude apparente, qui est la luminosité d'une étoile par rapport à la luminosité de l'étoile, la distance de la Terre et l'altération de la lumière de l'étoile lorsqu'elle traverse l'atmosphère terrestre. La magnitude intrinsèque ou absolue est ce que serait la magnitude apparente d'une étoile si la distance entre la Terre et l'étoile était de 10 parsecs (32,6 années-lumière), et elle est directement liée à la luminosité d'une étoile.

Nombre d'étoiles plus brillantes que la magnitude
Apparent
ordre de grandeur
Nombre
d'étoiles82
04
115
248
3171
4513
51,602
64,800
714,000

Les échelles de magnitude apparente et absolue sont des unités logarithmiques: une différence de nombre entier en magnitude est égale à une variation de luminosité d'environ 2,5 fois83 (la 5ème racine de 100 ou environ 2,512). Cela signifie qu'une première étoile de magnitude (+1,00) est environ 2,5 fois plus brillante qu'une deuxième étoile de magnitude (+2,00) et environ 100 fois plus lumineuse qu'une étoile de sixième magnitude (+6,00). Les étoiles les plus faibles visibles à l'œil nu dans de bonnes conditions de vision sont d'environ la magnitude +6.

Sur les échelles de magnitude apparentes et absolues, plus le nombre de magnitudes est petit, plus l'étoile est brillante; plus le nombre de magnitude est élevé, plus faible. Les étoiles les plus brillantes, sur l'une ou l'autre échelle, ont des nombres de magnitude négatifs. La variation de luminosité entre deux étoiles est calculée en soustrayant le nombre de magnitude de l'étoile la plus brillante (mb) à partir du nombre de magnitude de l'étoile la plus faible (mF), puis en utilisant la différence comme exposant du nombre de base 2,512; c'est-à-dire:

variation de luminosité

Relativement à la luminosité et à la distance de la Terre, la magnitude absolue (M) et la magnitude apparente (m) ne sont pas équivalentes pour une étoile individuelle;83 par exemple, l'étoile brillante Sirius a une magnitude apparente de -1,44, mais elle a une magnitude absolue de +1,41.

Le Soleil a une magnitude apparente de -26,7, mais sa magnitude absolue n'est que de +4,83. Sirius, t

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