Introduction aux étoiles

En levant les yeux vers le ciel, nous pouvons voir des points lumineux qui sont, pour la plupart, des étoiles appartenant à notre galaxie, la Voie lactée. Autour de chacune de ces étoiles, il y a au moins une planète qui tourne. Ce sont d'énormes boules chaudes de gaz incandescent (hydrogène à 75% et le reste étant de l'hélium) à l'image de centrales nucléaires cosmiques et il en a des milliards dans notre galaxie. Celles-ci ont des couleurs, des luminosités, des éclats, des températures et des poids variés ce qui permet de les différencier. Le diagramme d'Hertzsprung-Russell, ci-dessous, permet d'apprécier la diversité des étoiles, de les classer et de représenter leur luminosité selon leur type spectral et leur température de surface.

Comme on peut l'observer, la courbe diagonale fait partie de la série principale où se situent les étoiles stables comme le Soleil. Au-dessus il y a les géantes qui sont énormément lumineuses et en dessous ce sont les naines à faible brillance. De plus, pour qu'une étoile soit vivante, il faut qu'elle aille un équilibre entre la gravitation et la force de rayonnement.

Voici l'évolution stellaire expliquée en détail sous l'image et dans les prochaines pages.

Naissance des étoiles

La naissance des étoiles se fait au sein de nuages moléculaires, nommés nébuleuses, froids et géants composés de poussière et émettant des radiations dans l'infrarouge nous permettant de les détecter et de gaz (hélium et hydrogène). Lorsque la masse du nuage devient trop grande, la force de gravité devient supérieure à la pression des gaz faisant en sorte que le nuage s'effondre. Ce genre d'évènement arrive assez souvent, vu qu'elles peuvent être produites majoritairement par l'onde de choc d'une supernova qui explose mais aussi par l'attraction gravitationnelle d'étoiles ou bien par le cycle de rotation lente des galaxies spirales. En se contractant, ce nuage s'échauffe et se densifie. Également, il va grossir grâce à la matière située dans les environs qu'il va absorber jusqu'à ce qu'une protoétoile se forme dans la partie centrale. La phase instable où cette protoétoile accumule de la chaleur et de la densité s'appelle la phase T Tauri. Finalement, quand la température sera de 10 millions de degrés, les réactions nucléaires de fusion commenceront et une étoile serait née. Les étoiles qui sont jeunes sont encore entourées du nuage de poussière et de gaz qui serait capturé par celles-ci.

Étoiles multiples et système binaire

Cependant, les étoiles solitaires sont assez rares dans notre galaxie vu que les nuages moléculaires contiennent assez de gaz et de poussière pour former plusieurs milliers d'étoiles. Ainsi, il y a beaucoup plus d'étoiles qui naissent en amas, dont certains vont progressivement s'en éloigner par la suite. Un amas ouvert est un groupe de centaines d'étoiles entouré de vestiges de la nébuleuse originelle et est situé dans le disque galactique. Les amas globulaires, eux, sont des groupes plus denses et structurés de millions d'étoiles plus vieux comme les étoiles rouges et sont en orbite autour des galaxies dans le halo sphérique.

                                                                                                                                                                 Les Pléaides sont un amas ouvert qui s'observe des deux hémisphères.

              M13 est ou amas globulaires le plus brillant vu seulement à partir de l'hémisphère nord.

Il y a environ 60% des étoiles de la Voie lactée qui font partie d'un système binaire ou multiple. Dans un système binaire, les étoiles sont liées par une attraction gravitationnelle mutuelle et tournent l'une autour de l'autre. Vu que le nuage moléculaire se fractionne de façon inégale, certaines étoiles sont plus grosses que d'autres faisant en sorte que celles-ci vieillissent à un rythme différent, même si elles sont dans le même système. Ceci veut donc dire que dans un système binaire, une étoile peut être déjà une géante rouge, alors que l'autre est encore une naine jaune.