Catégories d'étoiles

Position des étoiles dans le ciel

Les étoiles les plus brillantes constituent des figures. Ces regroupements diffèrent d'une époque à une autre et d'une civilisation à une autre. Les figures devenues traditionnelles, souvent en rapport avec la mythologie grecque, sont appelées "Constellations".

Les étoiles d'une constellation n'ont rien en commun, si ce n'est d'occuper, vues de la Terre, une position voisine dans le ciel. Elle peuvent être très éloignées les unes des autres. Toutefois, l'Union astronomique internationale a défini une liste normalisée des constellations, attribuant à chacune une région du ciel, afin de faciliter la localisation des objets célestes.

Masse des étoiles

Les étoiles ont une masse comprise entre environ 0,08 et ≈300 fois la masse du Soleil. Cette grandeur détermine la vie de l'étoile. Une étoile très massive sera très lumineuse mais sa durée de vie sera réduite car elle produit des vents très puissants.

Agée d’un peu plus d’un million d’années, l’étoile la plus extrême, R136a1, est déjà à la moitié de sa vie et a perdu un cinquième de sa masse initiale pendant cette période, ce qui correspond à plus de cinquante masses solaires.

En deçà de la masse minimale, l'échauffement générée par la contraction est insuffisant pour démarrer le cycle de réactions nucléaires. Au-delà de la masse maximale, la force de radiation est insuffisante pour empêcher l'étoile de s'effondrer sous sa propre masse.

La plupart des étoiles paraissent blanches à l'œil nu. Mais si nous regardons attentivement les étoiles, nous pouvons y remarquer une couleur: bleu, blanc, rouge et même doré.

Couleur des étoiles

Le fait que les étoiles montrent différentes couleurs resta longtemps un mystère. La couleur permet de classifier les étoiles suivant leur type spectral (qui est en rapport avec la température de l’étoile). Les types spectraux vont du plus violet au plus rouge, c'est-à-dire du plus chaud vers le plus froid et sont classés par les lettres O B A F G K M .

Type spectral des étoiles

Les étoiles sont classées en différentes familles ou types spectraux en fonction de leur température de surface, leur luminosité et leurs propriétés spectrales. Ces familles sont regroupées dans le système de classification spectral de Harvard, qui suit l'ordre O, B, A, F, G, K, et M, ainsi que dans le diagramme de Hertzsprung-Russell (H-R) qui précise leur position évolutive.

Le Soleil est de type spectral G. Pour un type spectral donné, plus l'étoile est grande, plus sa luminosité est forte. Les étoiles O et B sont bleues à l'œil nu, les étoiles A sont blanches, les étoiles F et G sont jaunes, les étoiles K sont orange, les étoiles M sont rouges.

Tableau spectral des étoiles

Ces proportions sont spécifiques à la Voie Lactée et peuvent varier légèrement dans d'autres galaxies. Les étoiles les plus massives (types O et B) jouent un rôle disproportionné dans l'évolution des galaxies malgré leur rareté. Les étoiles de faible masse (types M et K) dominent en nombre et façonnent l'économie énergétique des galaxies sur des milliards d'années.

N.B. :
Les étoiles et objets des types L, T, et Y sont principalement détectés dans l'infrarouge en raison de leur faible luminosité et de leur basse température. Les couleurs visibles pour W, C et S sont plus facilement perceptibles grâce à leurs températures élevées ou à leurs caractéristiques chimiques spécifiques.

Tailles comparées des super géantes

Tailles comparées de certaines étoiles super géantes (Antares, Bételgeuse, Rigel et Aldébaran) et certaines naines blanches (Arcturus, Pollux, Sirius et Soleil). Antares a un diamètre d'environ ≈700 fois celui du Soleil, soit près de 1 milliard de kilomètres, Bételgeuse ≈1300 fois celui du Soleil, Aldébaran ≈45 fois, Rigel ≈35 fois, Arcturus est 20 fois plus grosse que le soleil et Pollux est ≈8 fois plus grosse que le soleil.

N.B. :
En 1879, le physicien autrichien Josef Stefan (1835-1893) découvre que l'énergie totale émise par un objet est proportionnelle à la puissance 4 de sa température absolue. La loi de Stefan-Boltzmann permet de calculer les rayons des étoiles. La luminosité L d'une étoile s'écrit: L = 4πσR2T4
L est la luminosité, σ est la constante de Stefan-Boltzmann, R le rayon de l'étoile et T sa température.