LES ÉTOILES, notre matière première ...

Lorsque nous regardons le ciel nocturne, nous voyons des étoiles scintillantes, le Soleil, la Lune et les planètes qui exécutent leur danse céleste dans le ciel sur un fond fixe d'étoiles. Pour l'observateur occasionnel, ces étoiles apparaissent parfaites, écuries, pacifiques, sereines et immuables. En fait, r ien ne pourrait être plus éloigné de la vérité!

L'Univers que nous connaissons aujourd'hui est en fait un endroit très dangereux, avec des nuages sombres de poussières et de gaz, des atomes si froids qu'ils cessent presque de se mouvoir et des explosions si extrêmes que des systèmes d 'étoiles entières sont effacés en un clin d'œil.

Les étoiles, ces grosses boules d'hydrogène en fusion, sont des usines qui brûlent et fusionnent des atomes simples d'hydrogène en hélium. Ces monstres illuminent l'Univers depuis près de 14 milliards d'années.

Notre Soleil qui est aussi en est une, par hasard pour nous, est une étoile très stable et donc en équilibre entre la force de la pesanteur essayant de réduire toutes les masses dans une plus petite boule au centre de l'étoile et la force de la combustion nucléaire au cœur de l'étoile essayant de la faire sauter.

Comme un moteur bien huilé, il brûle son énergie depuis 6 milliards d'années et nous fournit énergie et chaleur, et ce, pour encore quelques milliards d'années. Il consomme 4 millions de tonnes d'hydrogène chaque seconde et dégage autant d'énergie que 10 milliards de bombes nucléaires. (https://www.planetoscope.com)

Mais il n'en est pas ainsi pour toutes les autres étoiles: plusieurs d'entre elles sont doubles, d'autres sont tellement actives que leur visage est tachée, à tel point qu'ellse nous apparaissent varier d'intensité par rotation ( exemple BY DRA). D'autres encore varient par pulsations, comme les céphéides.

Comme l'étoile évolue tout au long de sa vie et comme sa vie dépend d'un autre de l'échelle, il y a parfois des combats entre ces deux forces gravitationnelles qui l'influencent à son comportement et aussi à sa fin de. Si l'une ou l'autre de ces forces gagne finalement la bataille, l'étoile s'éteint alors, soit qu'elle se débarrasse de son enveloppe et devient une naine blanche (comme le fera notre Soleil), soit qu'elle explose dans l'espace en supernova.

Selon son volume grosseur et son, une étoile à neutrons ou un trou noir pourra également être son état terminal.

https://fr.wikipedia.org/wiki/Évolution_stellaire

Bref, l'Univers est rempli d'étoiles aussi différentes par leurs comportements, que par leurs chaleurs, leurs couleurs et grosseurs. Un monde fascinant auquel il est bon d'avoir quelques bases, sans entrer dans les calculs savants, mais simplement pour mieux comprendre notre Univers.

On peut dire que ce ne sont là que quelques-unes des raisons pour lesquelles une étoile pourrait varier ou paraître variable vu notre position sur Terre. Et il y a beaucoup plus, chaque étoile a été, ou sera variable par son intensité de lumière à un moment ou un autre. C'est inévitable. Si vous pouviez juste vivre assez longtemps, vous verriez chaque étoile devenir une étoile variable. Notre Soleil n'y échappera pas non plus.

https://fr.wikipedia.org/wiki/Évolution_stellaire

Pour connaître notre place dans le cosmos, nous devons comprendre les étoiles.
Pour connaître les étoiles, nous devons comprendre leur vie.
(Classification des étoiles variables et Manuel des courbes de lumière 2.1)

Diagramme de
Hertzsprung-Russell

Le diagramme de Hertzsprung-Russell (ou H_R en abrégé) est une base élémentaire en astronomie. C'est une image qui résume les grandes classes des étoiles et leurs positions par rapport à leurs séquences principales et représente leur vie active selon leurs caractéristiques. Il permet aussi d'étudier les populations des étoiles et de connaître la théorie de l'évolution stellaire.

Chaque classe est subdivisée en 10 sous-classes, de '0' à '5' pour le type O, et de '0' à '9' pour les autres types spectraux sauf S qui n'est pas divisé et N qui est divisé de '1' à '3'. Ces divisions permettent une classification plus précise. Les critères de classification reposent sur les raies en spectroscopie et leurs intensités relatives qui sont reliées avec la température dans la zone de l'étoile où se forment ces raies.

Type Spectral	Température (K)	Type spectral	Éléments prédominant
O	> 20 000	Hélium ionisé (He II)	éléments très ionisés: He II, Si IV
B	20 000-10 000	Hélium neutre, des raies d'hydrogène reconnus à apparaitre	Hélium neutre, hydrogène: Raie de Balmer
UNE	10 000-7 000	Raies d'hydrogène neutre (série de Balmer) bien visibles	Surtout Hydrogène L raie de Balmer Apparition des raies H et K du calcium ionisé
F	7 000-6 000	Calcium ionisé (Ca II) visible tandis que les raies d'hydrogène faiblissent	Surtout raies H et K du calcium ionisé Renforcement des raies de métaux ionisés T1 II, Fe II. Raies de l'hydrogène: Série Balmer
g	6 000-5 000	Calcium ionisé Ca II prédominant, raies d'hydrogène très faibles, des raies métalliques comme le fer apparaît	Surtout raies H et K du calcium ionisé et raies métalliques Ca I et Fe I. Série de Balmer. Apparition des bandes moléculaires CH et CN
K	5 000-3 500	Les métaux neutres (Ca, Fe) dominent, des bandes moléculaires sont visibles	Surtout raies H et K du calcium ionisé, renforcement de raies de métaux neutres et de bandes moléculaires CH et CN et surtout Ti O. Restes de raies de métaux ionisés et de l'hydrogène.
M	3 500-2 000	Les bandes moléculaires sont clairement visibles, notamment celles de l'oxyde de titane (TiO)	Surtout bandes moléculaires Ti O Larges bandes moléculaires TiO, VO, H2O Gros bances CH4, CO1, H2O. Larges bandes moléculaires d'ammoniac
S	2 500	Oxyde de Zircon	Surtout bandes moléculaires Ti O Larges bandes moléculaires TiO, VO, H2O Gros bances CH4, CO1, H2O. Larges bandes moléculaires d'ammoniac
R	2 000	Carbone	Surtout bandes moléculaires Ti O Larges bandes moléculaires TiO, VO, H2O Gros bances CH4, CO1, H2O. Larges bandes moléculaires d'ammoniac
N	1 500	Composés du carbon	Surtout bandes moléculaires Ti O Larges bandes moléculaires TiO, VO, H2O Gros bances CH4, CO1, H2O. Larges bandes moléculaires d'ammoniac

* L'étude des raies permet de faire une estimation de la température et de la pression dans les basses canapés de l'atmosphère de la majorité des étoiles, de types O à M. Sur un dû compléter cette suite de types spectraux par d autres comme suit:

W - O (RN) - B (S) - (Be) - A - F - G - K - M - L - T - Y

* Les étoiles du type W Concern les Wolf Rayet (bientôt discuté dans un lien séparé)
* Les étoiles R et N sont dites "Carbonées", car leur spectre présente les bandes de la molécule de carbone.
* Les étoiles du type S se caractérisent par des bandes de l'oxyde de zirconium.

(Référence: Agnes Acker - Astronomie Astrophysyque 5ème édition - Édition Dunod - P 142)

Enfin, certaines classes, notamment les super géantes, peuvent être subdivisées en sous-classes notées 'a', 'ab', ou 'b'. La classification complète (Kitchin 1995) est:

I, Ia, Iab, Ib	Etoiles super géantes (la classe 0 est parfois utilisée pour les étoiles vraiment exceptionnelles comme P Cyg)
II	Etoiles géantes brillantes
II-III, IIIa, IIIab, IIIb, III-IV	Etoiles géantes
IV	Etoiles sous-géantes
V	Etoiles de la série principale
VI	Etoiles sous-naines
VII	Etoiles naines blanches

Critères spécifiques

Pour répondre aux critères trés spécifiques de certaines étoiles, sur rajoute parfois un dernier suffixe à la classe spectrale, pour indiquer telle ou telle particularité; voici une liste des principaux codes employés (Kitchin 1995):

comp	Mixage spectral: deux types de spectres sont mélangés indiquant la présence d'une étoile binaire non résolue.
e	Indique au moins une raie en émission. Si les raies d'hydrogène sont vues, une lettre grecque peut indiquer la dernière raie d'hydrogène visible. Par exemple, «e $\gamma$ » si H $\gamma$ est la dernière raie visible de la série de Balmer.
m	Raies métalliques fortement vues de manière anormale (souvent appliqué aux étoiles de classe A).
n	Raies d'absorption visible dues à une rotation rapide.
nn	Raies d'absorption très visibles dues à une rotation très rapide.
Nebraska	Le spectre d'une nébuleuse est mélangé avec l'étoile
p	Particularités non spécifiées sauf lorsqu'il s'agit d'étoiles de classe A qui font apparaitre d'anormales raies métalliques intenses.
s	Présence de raies très fines.
sh	Etoiles de classe B à F présentant des raies d'émission d'une enveloppe de gaz.
var	Variable Spectre d'étoile.
wl	Faibles raies métalliques en provenance d'une étoile peu brillante.

Classement des étoiles par Olivier Thizy
http://www.cala.asso.fr/?Classification-des-etoiles

Types Spectraux - contribution: Sylvain Rondi
http://www.astrosurf.com/aras/spectypes/spectypes.htm

Agnes Acker - Astronomie Astrophysyque 5ème édition - Édition Dunod

* La Source de plusieurs des textes sont une traduction adaptée du livre "Variable Star Classification and Light Curves Manual 2.1" de l'AAVSO. Il a été traduit et adapté avec leurs permissions et est aussi référé par eux.