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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 semblent parfaites, stables, pacifiques, sereines et immuables. En fait, rien 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'elles 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 aussi en est une, par chance 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 milliard 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 en actives que leur face est tachée, à tel point qu’ellse nous semblent 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 en autre d'un l'équilibre, il y a parfois des combats entre ces deux forces gravitationnelles qui l'influencent son comportement et aussi sa fin de. Si l'une ou l'autre de ces forces gagne finalement la bataille, l’étoile s’éteint puis, 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 sa grosseur et son volume, 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 nécessairement 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 puisse varier ou paraître variable vu de 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.
(Variable Star Classification and Light Curves Manual 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 d’établir 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 l’apparition de certaines raies en spectroscopie et leurs intensités relative 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 commencent à apparaitre Hélium neutre, hydrogène : Raie de Balmer
A 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 apparaissent 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 moléculaire 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 nettement visibles, particulièrement celles de l’oxyde de titane (TiO)

Surtout bandes moléculaire Ti O
Larges bandes moléculaire TiO, VO, H2O
Large bances CH4, CO1, H2O.
Larges bandes moléculaire d'ammoniac

S 2 500 Oxyde de Zircon Surtout bandes moléculaire Ti O
Larges bandes moléculaire TiO, VO, H2O
Large bances CH4, CO1, H2O.
Larges bandes moléculaire d'ammoniac
R 2 000 Carbone Surtout bandes moléculaire Ti O
Larges bandes moléculaire TiO, VO, H2O
Large bances CH4, CO1, H2O.
Larges bandes moléculaire d'ammoniac
N 1 500 Composés du carbon    Surtout bandes moléculaire Ti O
Larges bandes moléculaire TiO, VO, H2O
Large bances CH4, CO1, H2O.
Larges bandes moléculaire d'ammoniac

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

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

* Les étoiles du types W concerne les Wolf Rayet (bientôt discuté dans un lien séparé)
* Les étoiles R et N sont dites "Carbonées", car leur spectre présente des 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 le 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 au critères trés spécifiques de certaines étoiles, on 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 présentes, 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 présentes de manière anormale (souvent appliqué aux étoiles de classe A).
n Raies d’absorption visibles dues à une rotation rapide.
nn Raies d’absorption très visibles dues à une rotation très
rapide.
neb 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 Spectre d’étoile variable.
wl Faibles raies métalliques en provenance d’une étoile peu brillante.

 

Classification 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 

*D'autres références à venir.