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définition - étoilé

étoile (n.f.)

1.astre qui brille d'une lumière propre ; tout astre visible à l'oeil nu (hormis le soleil et la lune).

2.personne de grande réputation dans le domaine du sport ou du spectacle.

3.figure qui représente une étoile, formée de branches ou de rayons qui partent d'un point central.

étoilé (adj.)

1.semé d'étoiles.

2.qui est en forme d'étoile.

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synonymes - étoilé

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voir aussi

étoilé (adj.)

étoile sans étoiles

locutions

-Anis étoilé • Cerisi Belle Etoile • Etoile Saint Cyrice • Etoile sur Rhône • Ganglion étoilé • Magnolia étoilé • Marcy l'Etoile • Montceaux l'Etoile • anis étoilé • batara étoilé • bonne étoile • butor étoilé • bénir son étoile (de ce que) • chardon étoilé • chêne à étoile • chêne étoilé • ciel étoilé • corail étoilé • coucher à la belle étoile • danseuse étoile • double étoile • en étoile • esturgeon étoilé • jasmin étoilé • l' Etoile • l'Etoile • magnolia étoile • moteur en étoile • né sous une bonne étoile • place de l'Étoile • proto-étoile • quasi-étoile • saphir étoilé • semi-étoile • topologie en étoile • voir pâlir son étoile • voûte en étoile • Étoile de mer • étoile ciliée • étoile de cinéma • étoile de david • étoile de la mer • étoile de mer • étoile double • étoile du berger • étoile du cinéma • étoile du matin • étoile du soir • étoile filante • étoile fixe • étoile géante • étoile multiple • étoile naine • étoile polaire • étoile simple • étoile supergéante • étoile tombante • étoile variable • étoile à neutrons • étoile éruptive

dictionnaire analogique




éperon[DomainDescrip.]

étoile (n. f.)



 

forêt et bois[Thème]

forêt et bois[termes liés]

étoile (n. f.)



 

hasard : chance - malchance[ClasseOppos.]

chose procurant le bonheur[ClasseParExt.]

événement[Classe...]

chance[Thème]

bonheur[Thème]

étoile (n. f.)


 

figure polygonale[Classe]

symbole[Classe...]

christianisme[Symbolise]

figure en étoile[ClasseHyper.]

symbole chrétien[Symbolise]

étoile (n. f.)


 

tache[Classe]

pelage[Thème]

étoile (n. f.)


 

figure, forme[Hyper.]

étoile (n. f.)








étoilé (adj.)


Le Littré (1880)

ÉTOILE (s. f.)[é-toi-l']

1. Primitivement et dans le langage ordinaire, tout astre, soit fixe, soit errant.

Jamais étoile, lune, aurore ni soleil Ne virent abaisser sa paupière au sommeil (CORN. Médée, II, 2)

Cette obscure clarté qui tombe des étoiles (CORN. Cid, IV, 3)

Aurait-il [Dieu] imprimé sur le front des étoiles Ce que la nuit des temps enferme dans ses voiles ? (LA FONT. Fabl. II, 13)

Thalès plaçait la terre au centre du monde, il la croyait sphérique, il a pensé que les étoiles ne sont pas d'une autre substance (CONDIL. Hist. anc. III, 14)

Pour toute réponse à cette vive attaque, l'empereur le prit par la main [le cardinal Fesch], le conduisit à la fenêtre, l'ouvrit, et lui dit : Voyez-vous là haut cette étoile ? - Non, sire. - Regardez bien. - Sire, je ne la vois pas. - Eh bien ! moi, je la vois, s'écria Napoléon (SÉGUR Hist. de Nap. II, 3)

La lune est dans le ciel et le ciel est sans voiles ; Elle éclaire de loin la route des étoiles, Et leur sillage blanc dans l'océan d'azur (LAMART. Harm. I, 10)

Fig. Personne éminente ou chère.

Quand.... Je demande à mon coeur tous ceux qui ne sont plus, Et que, les yeux flottants sur de chères empreintes, Je pleure dans mon ciel tant d'étoiles éteintes (LAMART. Harm. IV, 10)

L'étoile du matin, l'étoile du soir, la planète Vénus.

Est-ce vous qui faites paraître en son temps sur les enfants des hommes l'étoile du matin, ou qui faites lever ensuite l'étoile du soir ? (SACI Bible, Job, ch. XXXVIII, v. 32)

Là le lac immobile étend ses eaux dormantes Où l'étoile du soir s'élève dans l'azur (LAMART. Méd. I, 1)

L'étoile du berger, la planète Vénus.

Il fait clair d'étoiles, la nuit est claire et les étoiles brillent.

2. Étoile fixe, ou, simplement, étoile, astre fixe qui brille de sa lumière propre.

Ces masses prodigieuses qu'on appelle des étoiles ne sont qu'un point à nos yeux et ne nous paraissent presque que des étincelles (NICOLE Ess. de mor. 1er traité, ch. 8)

Les étoiles fixes ne sauraient être éloignées de la terre moins que de vingt-sept mille six cent soixante fois la distance d'ici au soleil, qui est de trente-trois millions de lieues (FONTEN. Mond. 5e soir.)

Il [Tycho-Brahé] a composé avec tant d'exactitude un nouveau catalogue des étoiles fixes, que ce seul ouvrage peut mériter à son auteur le nom que quelques-uns lui ont donné de restaurateur de l'astronomie (ROLLIN Hist. anc. liv. XXVII, ch. 2)

Les étoiles fixes sont autant de points de comparaison dont les astronomes ne peuvent se passer.... aussi s'est-on donné des soins infinis dans tous les siècles pour connaître le nombre et la situation des étoiles fixes (MAIRAN Éloges, Halley)

Chaque étoile fixe est un soleil comme le nôtre environné de planètes (VOLT. Jenni, 8)

.... Lorsque la nuit sur ses immenses voiles De leur rayon tremblant fait briller les étoiles (DUCIS Abufar, I, 3)

Ses grands yeux noirs brillaient sous la noire mantille : Telle une double étoile au front des nuits scintille Sous les plis d'un nuage obscur (V. HUGO Orient. 33)

L'étoile polaire, étoile située à la queue de la Petite Ourse, et très voisine du pole boréal.

Étoiles fondamentales, certaines étoiles dont l'observation est presque toujours facile et qui servent aux marins.

Étoiles groupées, amas nébuleux ressemblant à de petites comètes, à la vue simple.

Étoiles doubles, groupe de deux étoiles qui forment un système et dont l'une tourne autour de l'autre, conformément aux lois de la gravitation.

Étoiles doubles, multiples, se dit aussi de groupes d'étoiles placées dans des directions visuelles si voisines qu'elles paraissent ne former qu'un astre.

Étoiles changeantes, étoiles qui présentent des variations de couleur.

Familièrement. Loger, coucher à la belle étoile, coucher dehors, en plein air.

La nuit m'ayant surpris dans un endroit où il n'y avait aucune habitation, il fallut me résoudre à coucher à la belle étoile (LESAGE Estev. Gonz. ch. 46)

Faire voir à quelqu'un les étoiles en plein midi, lui donner un grand coup sur les yeux, sur la tête, qui lui fait voir mille bluettes, et aussi lui en imposer, lui en faire accroire.

On dit d'un prédicateur qu'il voit les étoiles, quand il bat la campagne et perd le fil de son sermon.

Compter les étoiles, perdre son temps, pousser la curiosité trop loin

Poétiquement. Porter le front, avoir le front dans les étoiles, être au comble de la gloire.

Quand la faveur.... Vous ferait devant le trépas Avoir le front dans les étoiles (MALH. IV, 5)

3. Étoiles tombantes, étoiles filantes, petits corps que l'on voit pendant la nuit traverser l'air et s'éteindre presque aussitôt, et qui proviennent de régions célestes placées bien au delà de l'atmosphère terrestre.

La plupart des météores, les feux follets, les exhalaisons, les étoiles tombantes, les phosphores naturels et artificiels, les bois pourris et lumineux, ont-ils d'autres causes que l'électricité ? (DIDEROT Interprét. de la nat. n° 35)

Encore une étoile qui file, Qui file, file et disparaît (BÉRANG. Étoiles fil.)

4. Fig. Destinée, fortune, influence prétendue des astres.

Aussi, pourvu que je vous aie favorable, il ne m'importe que les étoiles me soient contraires (VOIT. Lett. 29)

Un destin tout-puissant, une invincible étoile Aux yeux de ma raison attache un sombre voile (MAIRET Panthée, I, 7)

À ma mauvaise étoile imputons mon ennui (ROTROU Vencesl. III, 2)

Mais, madame, accusez une étoile fatale (ROTROU ib. v, 2)

Il semble que nos actions aient des étoiles heureuses ou malheureuses, à qui elles doivent une grande partie de la louange et du blâme qu'on leur donne (LAROCHEF. Réflex. 58)

Son étoile est d'être utile à M. de Lavardin (SÉV. 438)

Tout le monde croit que l'étoile [le crédit] de Quanto [Mme de Montespan] pâlit (SÉV. 310)

L'étoile du roi résiste à Ruyter (SÉV. 225)

C'est mon étoile, disent-ils, c'est mon ascendant, c'est l'astre puissant et bénin qui a éclairé ma nativité, qui met tous mes ennemis à mes pieds (BOSSUET Polit. VII, VI, 5)

Ils se trouvent dignes de leur étoile (LA BRUY. VIII)

Je crois qu'à la fin je serai un sot ; il semble que ce soit mon étoile et que je ne puisse m'en dispenser (MONTESQ. Lett. pers. 54)

Ils étaient très orgueilleux et très ignorants ; il n'y avait d'étoiles que pour eux ; le reste de l'univers était de la canaille dont les étoiles ne se mêlaient pas (VOLT. Dict. phil. Astronom.)

Berger, tu dis que notre étoile, Règle nos jours et brille aux cieux (BÉRANG. Étoiles filantes)

Je m'en prends à mon étoile, et j'accuse les dieux qui ne veulent pas nous voir ensemble si près d'eux [au sommet des Pyrénées], non plus que Castor et Pollux (P. L. COUR. Lett. I, 23)

Être né sous une heureuse, sous une fâcheuse étoile, réussir, échouer en ce qu'on fait.

Lire dans les étoiles, se dit des faiseurs d'horoscope.

5. Petit artifice qui imite dans les airs l'éclat d'une étoile. Chaque fusée en éclatant lance un bouquet d'étoiles.

6. Ornement qui a quelque ressemblance avec une étoile. Un manteau parsemé d'étoiles.

La coupe transversale d'une racine de vigne offre une étoile à neuf ou dix rayons parfaitement bien dessinée des mains de la nature (BONNET Usage des feuilles, 5e mém.)

7. Insigne de décoration, ainsi dit à cause de ses rayons.

L'étoile des braves, l'étoile de l'honneur, la croix de la Légion d'honneur.

Ils [les maréchaux] préfèrent au cordon bleu De l'honneur l'étoile sacrée (BÉRANG. Deux cousins)

L'étoile de l'honneur brille sur sa poitrine (BARTHÉLEMY)

Ordre de l'Étoile polaire, ordre de chevalerie institué en Suède.

M. de Linné fut le premier homme de lettres décoré de l'ordre de Étoile polaire (CONDORCET Linné.)

Ordre de l'Étoile, ordre de chevalerie institué à Paris en 1351 par le roi Jean.

8. Fêlure en forme d'étoile faite à une bouteille, à une vitre, etc. Il est prudent de vider les bouteilles qui ont une étoile.

9. Terme d'imprimerie. Sorte d'astérisque qui sert à remplir un vide, ou à marquer un renvoi.

Monsieur trois étoiles, s'emploie pour désigner quelqu'un qu'on ne veut pas nommer ; ce qui s'indique, en écrivant ou en imprimant : Monsieur ou M.***.

Des initiales d'abord ; on attribue à M. le comte trois étoiles.... ; et puis demain le nom en toutes lettres (SCRIBE Le Puff, IV, 1)

Ces madrigaux niais et doux, Qui peignent, avec ou sans voile, Des bergères toutes à tous, à qui les adresserions-nous Sans madame de trois étoiles ? (PONS (de Verdun), Contes et poésies, p. 64)

10. Terme de vétérinaire. Étoile en tête, ou, simplement, étoile, marque blanche et particulière des robes foncées, existant au front du cheval et du boeuf.

Comme on faisait beaucoup de cas des chevaux qui avaient, sur le devant du front, une espèce d'épi ou rebroussement du poil qu'on appelle étoile ou pelote, ils vinrent à bout d'en faire paraître (Dict. des arts et mét. Marchands de chevaux)

Fausse étoile, marque artificielle que les maquignons font aux chevaux qui n'en ont pas de véritable.

11. Étoile de mer, astérie.

Diverses espèces de vers d'eau douce, les vers de terre, les orties et les étoiles de mer, coupés par morceaux, se reproduisirent de bouture comme le polype (BONNET 1er mém. Reprod. salamandre)

12. Poétiquement. Étoile se dit pour fleur en étoile.

Tandis que l'étoile inodore [le bluet] Que l'été mêle aux blonds épis, Émaille de son bleu lapis Les sillons que la moisson dore (V. HUGO Orient. 31)

13. Point central où aboutissent plusieurs allées, qui forment comme autant de rayons d'étoiles.

Ce fut Chandenier qui fit percer une étoile régulière à mon père qui voulait bâtir (SAINT-SIMON 38, 183)

C'est une sorte d'étoile où concourent quelques allées qui resserrent entre elles un parterre moins étendu qu'irrégulier (DIDEROT Mém. La promenade du sceptique)

14. Terme de fortification. Étoile ou fort à étoile, ouvrage de fortification fait à angles saillants et qui a six pointes.

15. Point graisseux en forme d'étoile qui se voit dans le bouillon ; on dit aussi les yeux du bouillon.

S'il pensait y trouver une étoile de graisse (RÉGNIER Sat. x)

16. Terme de chirurgie. Étoile, ou bandage étoilé, ou, simplement, étoilé, bandage improprement comparé à une étoile, parce que les jets de bande forment à peu près un X par leur entre-croisement.

17. Terme de coiffeur. Extrémité d'une tresse de cheveux.

18. Terme de marine. Petit anneau de fer-blanc, contenant la mèche qui éclaire le compas de route.

19. Pièce de la cadrature d'une montre ou d'une pendule à répétition.

Une des pièces du moulin à mouliner les soies.

Outil pour faire une étoile sur le dos des livres.

Instrument pour vérifier le calibre des canons.

On ne peut aller contre son étoile, on ne peut résister à sa propre destinée.

HISTORIQUE

XIe s.Clere est la lune, les esteiles flambient (Ch. de Rol. CCLXVIII)

XIIe s.Là sus au ciel mainte estoile flambie (Ronc. p. 147)Enpris [j'] ai greignor [plus grande] folie Que li faus enfes [enfant] qui crie Pour la bele estoile avoir Qu'il voit haut et clair seoir (Couci, III)As esteilles s'en vunt e à la tenebrur, E se sunt comandé à Deu nostre seignur (Th. le mart. 49)

XIIIe s.Li oel qui en son chief estoient à deus estoiles resembloient (la Rose, 2990)....Dont aucunes gens cuident que ce soit li dragons, ou que ce soit une estele qui chiet [tombe] (BRUN. LATINI Trés. p. 120)

XVe s.Car fortune n'est pas si très cruelle, Qu'elle voulsist hors de ce monde oster Celle qui est des princesses l'estoille (CHARLES D'ORL. Ball. 56)

XVIe s.Estoient logez à l'enseigne de l'estoile [en plein air] (JEAN D'AUTON Annales de Louis XII, dans LACURNE)Sa clarté [de ton livre] nous suffit ; l'homme n'a plus que faire D'estoiles au matin quand le jour est levé (RONS. Sonn. à des Caurres.)À midy estoile ne luit, chat-huant ne sort de son nid (LEROUX DE LINCY Prov. t. I, p. 97)

ÉTYMOLOGIE

Wallon, siteul ; norm. ételle ; il ételle, il fait clair d'étoiles ; provenç. estela, stela ; espagn. estrella ; ital. stella ; du latin stella.

SUPPLÉMENT AU DICTIONNAIRE

ÉTOILE. Ajoutez : - REM. Dans la locution loger, coucher à la belle étoile, il ne faut pas croire que le sens soit : coucher aux rayons des belles étoiles, ou du moins la locution a commencé par : coucher à une auberge dont l'enseigne est la belle étoile. Cela résulte de la phrase citée à l'historique : Estoient logez à l'enseigne de l'estoile [en plein air]. On comprend très bien la façon de cette plaisanterie : c'est un jeu de mots entre une prétendue enseigne d'auberge portant des étoiles, et les étoiles du ciel sous lesquelles couche celui qui n'a pas de logis.

ÉTOILÉ, ÉE (part. passé.)[é-toi-lé, lée]

1. Semé d'étoiles. Le ciel est étoilé.

Le séjour étoilé, la voûte étoilée, le ciel.

L'opale étincelante à la perle mêlée Renvoie un jour pompeux vers la voûte étoilée (CORN. Tois. d'or, II, 3)

Plus heureux dans la mort, les voûtes étoilées Réuniront un jour nos ombres consolées (DUCIS Oscar, v, 4)

Tout me sourit, les fleurs brillent plus belles, Les jours plus purs, les cieux plus étoilés (BÉRANG. Encore des amours.)

Par extension.

Cloris n'est que parée et Cloris se croit belle ; En vêtements légers l'or s'est changé pour elle ; Son front luit, étoilé de mille diamants (GILBERT Le XVIIIe siècle)

Sur ce divan étoilé d'or Qu'inventa l'opulente Asie, De ses cheveux je crois encor Respirer la pure ambroisie (MILLEV. Élég. I, 3)

2. Qui ressemble à une étoile.

Terme de botanique. Feuilles étoilées, petites feuilles verticillées, fort étalées, disposées en rayons, par ex. dans les galium.

Chardon étoilé, la chausse-trape (centaurea calcitrappa, L.).

Terme d'histoire naturelle. Poils étoilés, poils groupés et rayonnant d'un centre commun.

3. Terme de chirurgie. Bandage étoilé, voy.

ÉTOILE

3. .

4. Chambre étoilée, juridiction exceptionnelle établie en Angleterre depuis Henri VII jusqu'à la fin du long parlement.

5. Fêlé en étoile. Bouteille, glace étoilée.

Terme d'eaux et forêts. Bois étoilés, les bois où il se trouve une fente, et quelquefois plusieurs, qui se croisent sous différents angles et qui ouvrent le coeur des arbres.

6. S. m. L'étoilé, sorte de merle d'Afrique.

Espèce de héron et de gobe-mouches.

Un des noms vulgaires d'une espèce de squale, appelé aussi lentillat, offrant, sur tout le corps, des taches blanches qui ont la figure de lentilles ou de petites étoiles.

SUPPLÉMENT AU DICTIONNAIRE

ÉTOILÉ. Ajoutez :

7. Terme de fortification. Fort étoilé, ouvrage fermé, dont le tracé se compose de saillants et de rentrants, disposés de manière à donner des feux sur les capitales et dans les fossés.

REMARQUE

L'expression de chambre étoilée est d'ordinaire expliquée ainsi par les dictionnaires historiques : la haute cour de justice des lords siégeait dans une salle sur les murs de laquelle on avait peint des étoiles. Mais un écrivain contemporain, Greene, dans son Histoire du peuple anglais, dit à cette occasion : " Au temps de Guillaume le Conquérant, c'est-à-dire vers 1070, les Juifs, qui étaient hors de la protection des lois et ne pouvaient demander du secours qu'au roi lui-même, eurent la permission de déposer leurs cédules de sûreté dans une chambre du palais royal à Westminster, laquelle reçut le nom de star chamber, du nom hébreu des cédules, starrs. " Sur quoi, M. Berthoud, qui me transmet ce renseignement, remarque : " Il se trouve en effet que cette dérivation, au moins quant au mot star ou plutôt shtar, est exacte, le mot étant fort usité de nos jours encore chez les Juifs et se trouvant déjà au dire des hébraïsants dans les anciens targums. Ils appellent ainsi toute stipulation par écrit, contrats, cédules, etc. ; la racine est shtar, écrire, qui existe aussi dans l'arabe. " Le mot hébreu starr ou shtar a été confondu avec le mot anglais star, étoile, d'où chambre étoilée.

ÉTOILER (v. a.)[é-toi-lé]

1. Garnir d'étoiles.

Ta main du paon superbe étoila le plumage (DELILLE Imagin. V)

Éclairer comme fait une étoile.

À peine quelque lampe au fond des corridors Étoilait l'ombre obscure (V. HUGO Crép. 33)

2. Fêler en étoile. Étoiler une glace. On a étoilé ces bouteilles.

3. S'étoiler, v. réfl. Se fêler en forme d'étoile. Prenez garde que vos bouteilles ne s'étoilent.

REMARQUE

L'Académie n'a étoiler ni au sens de garnir d'étoiles, ni à celui de fêler ; elle n'a que s'étoiler, se fêler.

HISTORIQUE

XIIIe s.Li ciex fu cler et estelez (Ren. 1133)Il vous fust avis que la terre Voisist [voulût] emprendre estrif et guerre Au ciel d'estre miex estelée ; Tant iert [elle était] par ses flors relevée (la Rose, 8467)

XIVe s.Cheval bay obscur, estoilé au front (Bibl. des Chart. 3e série, t. II, p. 128)

XVe s.À la premiere porte de Saint-Denis.... y avoit un ciel tout estellé (FROISS. III, IV, 1)

XVIe s.Nuict estoillée (LA BOÉTIE 508)

ÉTYMOLOGIE

Étoile ; wallon, siteulé, étoiler ; provenç. estelat, étoilé ; espagn. estrellado ; ital. stellato.

SUPPLÉMENT AU DICTIONNAIRE

ÉTOILER. - HIST. Ajoutez :

XIIe s.Une porpre noire, estelée D'or... (Perceval le Gallois, V. 2991)

Wikipedia

Étoile

                   
Page d'aide sur l'homonymie Pour les articles homonymes, voir Étoile (homonymie).
  Le Soleil, l’étoile la plus proche de la Terre.
  Ciel étoilé au crépuscule. On reconnait les constellations de Persée (au centre) et du Cocher (en bas à gauche), ainsi que l’amas des Pléiades (en bas à droite).
  Mouvement apparent des étoiles autour de l’étoile polaire.

Une étoile est une boule de plasma dont le diamètre (plusieurs centaines de milliers de kilomètres) et la densité sont telles que la région centrale — le cœur — atteint la température nécessaire (de l'ordre du million de kelvins au minimum) à l'amorçage de réactions de fusion nucléaire. Une étoile génère donc un rayonnement dans le spectre visible, au contraire de la plupart des planètes[Note 1] (comme la Terre) qui reçoivent principalement l'énergie de l'étoile ou des étoiles autour desquelles elles gravitent.
Pendant une grande partie de sa vie, avant que ses ressources d'énergie ne s'épuisent, une étoile est en équilibre hydrostatique sous l'action de deux forces qui s'opposent : la gravitation, qui tend à contracter et faire s'effondrer l'étoile, et la pression cinétique (avec la pression de radiation pour les étoiles massives), régulée et maintenue par les réactions de fusion nucléaire, qui tend au contraire à faire dilater l'astre.
Le Soleil est lui-même une étoile assez typique dont la masse, de l'ordre de 2×1030 kg, est représentative de celle des autres étoiles.

Sommaire

  Généralités

Une étoile est un objet céleste en rotation, de forme approximativement sphérique, car la rotation entraine un aplatissement aux pôles, et dont la structure est modelée par la gravité. Lors de sa formation, une étoile est essentiellement composée d’hydrogène et d’hélium. Durant la majeure partie de son existence, son cœur est le siège de réactions de fusion nucléaire, dont une partie de l’énergie est rayonnée sous forme de lumière visible ; la matière qui la compose s’en trouve presque complètement ionisée du fait de la température élevée qui règne en son centre.

Le Soleil est l’étoile la plus proche de la Terre, l’énergie qu’il rayonne y permet le développement de la vie. Il apparait bien plus lumineux que toutes les autres étoiles en raison de sa proximité : la seconde étoile la plus proche de la Terre, Proxima du Centaure, est 250 000 fois plus éloignée. Sauf en cas exceptionnel, les autres étoiles ne sont visibles que la nuit, sous la forme de points lumineux, lorsque leur éclat n’est pas noyé par celui du ciel, résultant lui-même de la diffusion de l'éclairement solaire.

Les étoiles sont regroupées au sein de galaxies. Une galaxie typique, comme la nôtre, la Voie lactée, contient plusieurs centaines de milliards d’étoiles. Au sein des galaxies, les étoiles peuvent être liées dans des systèmes multiples (quelques étoiles) ou des amas (plusieurs dizaines à quelques centaines de milliers d’étoiles).

La sphère céleste fait également apparaitre des groupements d’étoiles appelés constellations ; il s’agit en fait d’une illusion due à l’effet de projection, les étoiles composant une constellation sont généralement situées à des distances très différentes de la Terre.

Une étoile possède une masse comprise entre 0,07 et 300 fois environ celle du Soleil (elle-même égale à 300 000 fois celle de la Terre, soit environ 2×1030 kg). Les astres de masse plus faible ne permettent pas l’amorçage des réactions de fusion nucléaire de l’hydrogène, alors que les étoiles de masse plus élevée sont sujettes à des instabilités entrainant une perte de masse. La durée de vie d’une étoile est essentiellement déterminée par la vitesse à laquelle se produisent les réactions nucléaires : plus la masse de l’étoile est élevée, plus les réactions nucléaires sont rapides et la durée de vie de l’étoile est brève. Les étoiles les plus massives ont une durée de vie de quelques millions d’années seulement, les moins massives, de plus de mille milliards d’années. Une étoile comme le Soleil a une durée de vie de l’ordre de 10 milliards d’années.

La formation d’étoiles est due à l’effondrement d’un nuage de gaz et à sa fragmentation possible en plusieurs proto-étoiles, lesquelles s’échauffent à mesure qu’elles se contractent. La température atteint alors une valeur telle que le cœur « s’allume » : l’hydrogène fusionne en hélium, fournissant l’énergie qui contre l’effondrement. L’étoile entre alors dans la séquence principale où elle passe la majeure partie de sa vie. L’énergie produite par cette conversion est progressivement évacuée par l’étoile à la fois par convection et par radiation et s’échappe finalement de la surface de l’étoile sous forme de rayonnement, de vents stellaires et de neutrinos. Son évolution ultérieure dépend essentiellement de sa masse. Plus celle-ci est élevée, plus l’étoile est en mesure d’amorcer des réactions de fusion avec des éléments chimiques de plus en plus lourds. Elle peut ainsi synthétiser du carbone, puis de l’oxygène, du néon, etc. La quasi-totalité des éléments plus lourds que l’hélium est produite dans les étoiles (on parle de nucléosynthèse stellaire) dans les derniers stades de leur évolution. Si une étoile est suffisamment massive pour synthétiser du fer, alors elle est vouée à connaitre une fin paroxystique sous forme de supernova : son cœur implose et ses couches externes sont disloquées par le processus. Le résidu laissé par l’implosion du cœur est un objet extrêmement compact, qui peut être soit une étoile à neutrons, éventuellement détectable sous la forme d’un pulsar, soit un trou noir. Les étoiles moins massives connaissent une fin de vie moins violente : elles perdent peu à peu la majeure partie de leur masse, qui forme par la suite une nébuleuse planétaire, et voient leur cœur se contracter lentement pour former une naine blanche.

  Observation

  À l’œil nu

La nuit, les étoiles apparaissent à l’œil nu sous la forme de points (à cause de leur éloignement) brillants de couleur blanche, parfois aussi rouge, orangée ou bleue — généralement scintillants et sans mouvement apparent immédiat par rapport aux autres objets fixes de la voûte céleste. Le phénomène de scintillation est dû à l’extrême petitesse de la taille angulaire des étoiles (quelques millisecondes d’arc voire moins), qui est inférieure à celle de la turbulence atmosphérique. À l’inverse, les planètes, bien qu’apparaissant comme des points, ont en réalité une taille angulaire suffisante pour ne pas être soumises au phénomène de scintillation. Si les étoiles se déplacent les unes par rapport aux autres, ce mouvement propre est très faible, même pour les étoiles les plus proches, n’excédant pas quelques secondes d’arc par an, ce qui explique leur apparente immobilité les unes par rapport aux autres.

Le jour, le Soleil domine et sa lumière, diffusée par la couche atmosphérique, occulte celle des étoiles. Mais l’astre le plus brillant visible depuis la Terre est bien lui-même une étoile.

Le Soleil semble beaucoup plus gros que toutes les autres étoiles car celles-ci sont bien plus éloignées : l’étoile la plus proche de la Terre après le Soleil, Proxima du Centaure, est située à environ quatre années-lumière de nous, soit près de 270 000 fois la distance qui nous sépare du Soleil (l’unité astronomique).

Selon les conditions d’observation, le nombre d’étoiles visibles à l’œil nu varie fortement et peut atteindre plusieurs milliers dans les cas les plus favorables. Hormis le Soleil et Sirius — et encore, uniquement dans d’excellentes conditions d’observation — les étoiles sont trop peu brillantes pour être observables en plein jour (sauf lors des éclipses totales de Soleil et lors de phénomènes temporaires comme les novae ou les supernovae). L’éclat des étoiles est quantifié par une grandeur appelée magnitude apparente. Pour des raisons historiques, la magnitude est d’autant plus petite que l’astre est brillant : l’astronome de la Grèce antique Hipparque avait classifié les étoiles en astres de première grandeur pour les plus brillants, seconde grandeur pour les suivants, et ainsi de suite jusqu’à cinquième grandeur. La définition mathématique précise de la magnitude apparente reprend essentiellement cette classification, avec les étoiles les plus brillantes dotées d’une magnitude proche de 0 (à l’exception de Sirius, de magnitude -1,5 et de Canopus, de magnitude -0,7) et les plus faibles d’une magnitude supérieure à 6. Un écart de 1 en magnitude correspond à un rapport de luminosité de 2,5 environ, un écart de 5 à un rapport de 100. Le Soleil a une magnitude apparente de -26,7, c’est-à-dire que vu de la Terre, il est environ 10 milliards de fois plus brillant que Sirius.

Les étoiles semblent associées en figures géométriques plus ou moins simples, les constellations ; il s’agit d’un simple effet d’optique. Les structures stellaires réelles sont des amas (rassemblant quelques milliers d’étoiles) ou des galaxies (rassemblant de l’ordre du milliard d’étoiles).

L’observation à l’œil nu a été la première forme d’astronomie.

  Avec des instruments

Depuis Galilée, de multiples instruments ont permis de révéler des caractéristiques variées des étoiles, qui sont détaillées ci-après.

Pour étudier les étoiles[Note 2], les principaux instruments sont : la lunette astronomique — remplacée aujourd’hui par le télescope (aussi bien au sol que dans l’espace) — le spectrographe, le photomètre et le polarimètre. Depuis quelques années, les techniques de spectroscopie et d’interférométrie ont permis d’augmenter la résolution angulaire limitée au sol par la turbulence atmosphérique, soit environ une demi-seconde d’arc sur les meilleurs sites d’observations. Ces techniques ont révélé des structures autour des étoiles mais aussi permettent d’accéder au diamètre angulaire de quelques centaines d’étoiles. Après l’œil, les détecteurs utilisés furent les plaques photographiques puis les détecteurs numériques comme le CCD.

  Catalogues d’étoiles

Pour repérer les étoiles et faciliter le travail des astronomes, de nombreux catalogues ont été créés. Parmi les plus célèbres, citons le catalogue Henry Draper (HD) et le Bonner Durchmusterung (BD). Les étoiles y sont rangées par leurs coordonnées, alpha (ascension droite) et delta (déclinaison) et un numéro leur est attribué : par exemple, HD 122653 (célèbre géante de Population II, très déficiente en métaux).

  Caractéristiques principales

Une étoile est caractérisée par différentes grandeurs :

  Masse

La masse est une des caractéristiques les plus importantes d’une étoile. En effet, cette grandeur détermine sa durée de vie ainsi que son comportement pendant son évolution et la fin de sa vie : une étoile massive sera très lumineuse mais sa durée de vie sera réduite.

Les étoiles ont une masse comprise entre environ 0,08 et 300 fois la masse du Soleil, soit (très) près de 2.1030 kilogrammes (2 milliards de milliards de milliards de tonnes). En dessous de la masse minimale, l’échauffement généré par la contraction gravitationnelle est insuffisant pour démarrer le cycle de réactions nucléaires : l’astre ainsi formé est une naine brune. Au-delà de la masse maximale, la force de gravité est insuffisante pour retenir toute la matière de l’étoile une fois les réactions nucléaires entamées. Jusqu'à peu, on pensait que la masse d'une étoile ne pouvait excéder 120 à 150 fois la masse solaire mais la récente découverte d'une étoile ayant une masse 320 fois supérieure à celle du Soleil a rendu cette hypothèse caduque[1].

  Estimation

La détermination de la masse d’une étoile ne peut se faire de façon précise que lorsqu’elle appartient à un système binaire par l’observation de son orbite. La troisième loi de Kepler permet alors de calculer la somme des masses des deux étoiles de la binaire à partir de sa période et du demi-grand axe de l’orbite décrite et de la distance de la Terre à l’étoile double observée. Le rapport des masses est obtenu par la mesure de la vitesse radiale des deux étoiles de la binaire. La connaissance de la somme et du rapport des masses permet de calculer la masse de chaque étoile. C’est la technique la plus précise.

D’autres estimations sont possibles pour des étoiles non binaires (simples) en utilisant la détermination spectroscopique de la gravité de surface et la mesure du rayon de l’étoile par interférométrie. Enfin, si l’étoile est observée de façon précise en photométrie et si sa distance, sa composition chimique et sa température effective sont connues, il est possible de la positionner dans un diagramme de Hertzsprung-Russell (noté HR) qui donne immédiatement la masse et l’âge de l’étoile (Théorème de Vogt-Russell).

  Diamètre

  Taille relative de 4 étoiles et d’une planète.

Comparativement à notre planète (12 756 km de diamètre), les étoiles sont gigantesques : le Soleil a un diamètre d’environ un million et demi de kilomètres et certaines étoiles (comme Antarès ou Bételgeuse) ont un diamètre des centaines de fois supérieur à ce dernier.

Le diamètre d’une étoile n’est pas constant dans le temps : il varie en fonction de son stade d’évolution. Il peut aussi varier régulièrement pour les étoiles variables périodiques (RR Lyrae, Céphéides, Miras, etc.)

Des interféromètres comme celui du VLT de l’ESO au Chili ou CHARA en Californie permettent la mesure directe du diamètre des étoiles les plus proches.

  Composition chimique

La composition chimique de la matière d’une étoile ou d’un gaz dans l’Univers est généralement décrit par trois quantités en nombre de masse : X l’hydrogène, Y l’hélium et Z la métallicité. Ce sont des grandeurs proportionnelles satisfaisant la relation : X + Y + Z = 1.

  Métallicité

La métallicité est la quantité (mesurée en nombre, ou généralement par masse) des éléments plus lourds que l’hélium présents dans l’étoile (ou plutôt sa surface). Le Soleil possède une métallicité (notée Z) de 0,02 : 2 % de la masse du Soleil est composée d’éléments qui ne sont ni de l’hydrogène, ni de l’hélium. Pour le Soleil, ce sont principalement du carbone, de l’oxygène, de l’azote et du fer. Bien que cela semble faible, ces deux pour cent sont pourtant très importants pour évaluer l’opacité de la matière de l’étoile, qu'elle soit interne ou dans son atmosphère. Cette opacité contribue à la couleur, à la luminosité et à l’âge de l’étoile (voir diagramme de Hertzsprung-Russell et théorème de Vogt-Russell).

L’opacité est directement liée à la capacité de l’étoile à produire un vent stellaire (cas extrême des étoiles Wolf-Rayet).

  Magnitude

La magnitude mesure la luminosité d’une étoile ; c’est une échelle logarithmique de son flux radiatif. La magnitude apparente dans un filtre donné (ex. : le visible noté mv), qui dépend de la distance entre l’étoile et l’observateur, se distingue de la magnitude absolue, qui est la magnitude de l’étoile si celle-ci était arbitrairement placée à 10 parsecs de l’observateur. La magnitude absolue est directement liée à la luminosité de l’étoile à condition de tenir compte d’une correction dite bolométrique (on la note BC). L’introduction de l’échelle logarithmique des magnitudes vient du fait que l’œil possède une sensibilité également logarithmique, en première approximation (loi de Pogson).

  Température et couleur

La plupart des étoiles paraissent blanches à l’œil nu, parce que la sensibilité de l’œil est maximale autour du jaune. Mais si nous regardons attentivement, nous pouvons noter que de nombreuses couleurs sont représentées : bleu, jaune, rouge (les étoiles vertes n'existent pas). L’origine de ces couleurs resta longtemps un mystère jusqu’à il y a deux siècles, quand les physiciens eurent suffisamment de compréhension sur la nature de la lumière et les propriétés de la matière aux très hautes températures.

  La nébuleuse NGC 1999 est illuminée de façon spectaculaire par V380 Orionis (centre), une étoile variable d’approximativement 3,5 fois la masse du Soleil. image NASA .

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. Ils sont classés par les lettres O B A F G K M[Note 3]. Le Soleil, par exemple, est de type spectral G.

Mais il ne suffit pas de caractériser une étoile par sa couleur (son type spectral), il faut aussi mesurer sa luminosité. En fait, pour un type spectral donné, la taille de l’étoile est corrélée à sa luminosité, la luminosité étant fonction de la surface — et donc de la taille de l’étoile.
Les étoiles O et B sont bleues à l’œil comme β Orionis ; les étoiles A sont blanches comme α Canis Majoris (Sirius) ou α Lyrae (Vega) ; les étoiles F et G sont jaunes, comme le Soleil ; les étoiles K sont orange comme α Bootis (Arcturus) ; et enfin les étoiles M sont rouges comme α Orionis (Bételgeuse).

On peut définir un indice de couleur, correspondant à la différence de flux photométrique dans deux bandes spectrales dites bandes photométriques (les filtres). Par exemple, le bleu (B) et le visible (V) formeront ensemble l’indice de couleur B-V dont la variation est reliée à la température de surface de l’étoile et donc à son type spectral. Les indices de température les plus utilisés sont le B-V, le R-I et le V-I car ce sont les plus sensibles à la variation de la température.

  Vitesse de rotation

  Cette étoile a une inclinaison i par rapport à l'observateur terrestre (Earth) et une vitesse de rotation équatoriale ve.

La rotation du Soleil a été mise en évidence grâce au déplacement des taches solaires. Pour les autres étoiles, la mesure de cette vitesse de rotation (plus précisément, la vitesse mesurée est la projection de la vitesse de rotation équatoriale sur la ligne de visée), s’obtient par spectroscopie. Elle se traduit par un élargissement des raies spectrales.

Ce mouvement de rotation stellaire (en) est un reliquat de leur formation à partir de l’effondrement du nuage de gaz. La vitesse de rotation dépend de leur âge : elle diminue au cours du temps, sous les effets conjugués du vent stellaire et du champ magnétique qui emportent une partie du moment cinétique de l’astre. Cette vitesse dépend également de leur masse et de leur statut d’étoile simple, binaire ou multiple. Une étoile n’étant pas un corps solide (c’est-à-dire rigide), elle est animée d’une rotation différentielle : la vitesse de rotation dépend de la latitude.

En 2011, le Very Large Telescope découvre VFTS 102 (en), l’étoile à la plus grande vitesse de rotation jamais observée (seuls les pulsars peuvent tourner beaucoup plus rapidement), soit plus de deux millions de kilomètres par heure[2].

  Spectre radiatif

Le spectre d’une source lumineuse et donc d’une étoile est obtenu par des spectrographes qui décomposent la lumière en ses différentes composantes et les enregistrent par le biais de détecteurs (historiquement, des plaques photographiques et aujourd’hui des détecteurs de type CCD). Cette décomposition de la lumière révèle la distribution de l’énergie lumineuse venant de l’étoile en fonction de la longueur d'onde. Elle permet de mettre en évidence des raies spectrales en émission et/ou en absorption révélant les conditions de température, de pression et d’abondances chimiques des couches externes de l’étoile.

  Champ magnétique

  Champ magnétique de l’étoile massive \tau Scorpii, obtenu par imagerie Zeeman-Doppler[3].

Comme le Soleil, les étoiles sont souvent dotées de champs magnétiques. Leur champ magnétique peut avoir une géométrie relativement simple et bien organisée, ressemblant au champ d’un aimant comme le champ magnétique terrestre ; cette géométrie peut être aussi nettement plus complexe et présenter des arches à plus petite échelle. Le champ magnétique du Soleil, par exemple, possède ces deux aspects ; sa composante à grande échelle structure la couronne solaire et est visible lors des éclipses, tandis que sa composante à plus petite échelle est liée aux taches sombres qui maculent sa surface et dans lesquelles les arches magnétiques sont ancrées.

Il est possible de mesurer le champ magnétique des étoiles à travers les perturbations que ce champ induit sur les raies spectrales formées dans l’atmosphère de l’étoile (l’effet Zeeman). La technique tomographique d’imagerie Zeeman-Doppler permet en particulier de déduire la géométrie des arches géantes que le champ magnétique dresse à la surface des étoiles.

Parmi les étoiles magnétiques[4], on distingue d’abord les étoiles dites « froides » ou peu massives, dont la température de surface est inférieure à 6 500 K et dont la masse ne dépasse pas 1,5 masses solaires - le Soleil fait donc partie de cette classe. Ces étoiles sont « actives », c’est-à-dire qu’elles sont le siège d’un certain nombre de phénomènes énergétiques liés au champ magnétique, comme par exemple la production d’une couronne, d’un vent (dit vent solaire dans le cas du Soleil) ou d’éruptions. Les taches à la surface du Soleil et des étoiles témoignent également de leur activité ; comme les champs magnétiques, les taches des étoiles peuvent être cartographiées par des méthodes tomographiques. La taille et le nombre de ces taches dépendent de l’activité de l’étoile, elle-même fonction de la vitesse de rotation de l’étoile. Le Soleil, qui effectue un tour complet sur lui-même en 25 jours environ, est une étoile ayant une faible activité cyclique. Le champ magnétique de ces étoiles est produit par effet dynamo.

Il existe aussi des étoiles chaudes magnétiques. Mais contrairement aux étoiles froides, qui sont toutes magnétiques (à différents degrés), seule une petite fraction (entre 5 et 10 %) des étoiles chaudes (massives) possède un champ magnétique, dont la géométrie est en général assez simple. Ce champ n’est pas produit par effet dynamo ; il constituerait plutôt une empreinte fossile du magnétisme interstellaire primordial, capturé par le nuage qui va donner naissance à l’étoile et amplifié lors de la contraction de ce nuage en étoile. De tels champs magnétiques ont été baptisés « champs magnétiques fossiles ».

  Structure d’une étoile

À partir des différentes grandeurs mesurées et de simulations issues de différents modèles, il est possible de construire une image de l’intérieur d’une étoile, bien qu’il nous soit presque inaccessible — l’astérosismologie permettant littéralement de sonder les étoiles.

En l’état actuel de nos connaissances, une étoile est structurée en différentes régions concentriques, décrites ci-après à partir du centre.

  Noyau

Le noyau (ou cœur) est la partie centrale de l’étoile, concentrant une grande partie de la masse de l’astre, dans laquelle se déroulent les réactions thermonucléaires qui dégagent l’énergie nécessaire à sa stabilité. Le noyau est la zone la plus dense et la plus chaude, et, dans le cas du Soleil, atteint la température de 15,7 millions de kelvins. Dans ces conditions extrêmes, la matière se trouve sous forme de plasma ; par effet tunnel, les noyaux d’hydrogène (protons) ou d’autres éléments chimiques atteignent des vitesses leur permettant de vaincre leur répulsion électrique et de fusionner : par exemple, dans les chaines nucléaires dites proton-proton (ou PP1, PP2…), les protons fusionnent par groupe de quatre pour donner un noyau d’hélium, composé de deux protons et de deux neutrons. Il se produit alors un dégagement d’énergie selon les réactions suivantes :

2 (1H + 1H → 2D + e+ + νe) (4,0 MeV + 1,0 MeV)
2 (1H + 2D → 3He + γ) (5,5 MeV)
3He + 3He → 4He + 1H + 1H (12,86 MeV)

D’autres réactions thermonucléaires existent dans le centre des étoiles et contribuent plus ou moins à la production d’énergie.

Une partie de l’énergie dégagée sous forme de photons commence alors un long voyage vers l’extérieur, car un plasma est opaque et la lumière y voyage très difficilement. On estime qu’un photon met plusieurs millions d’années avant d’atteindre la surface de l’étoile par transfert de rayonnement puis par convection vers la surface.

  Zone radiative

L’énergie libérée par les réactions de fusions nucléaires dans le noyau de l’étoile se transmet aux couches externes par rayonnement. Dans les étoiles peu massives et évoluant sur la séquence principale, cette zone radiative est surmontée d’une zone convective externe ; dans les naines rouges, la zone radiative a entièrement disparu au profit de la zone convective. Dans le Soleil, le rayonnement produit dans la partie centrale met près d’un million d’années à traverser la zone radiative.

  Zone convective

Au contraire de la zone précédente, l’énergie se transmet par des mouvements macroscopiques de matière : chauffée à la base de la couche convective, la matière s’élève sous l’effet de la poussée d'Archimède, réchauffe la matière alentour (vers la surface), se refroidit et plonge vers la base de la zone convective pour un nouveau cycle. C’est le principe de la convection. Cette zone convective est plus ou moins grande : pour une étoile sur la séquence principale, elle dépend de la masse et de la composition chimique ; pour une géante, elle est très développée et occupe un pourcentage important du volume de l’étoile ; pour une supergéante, cette zone peut atteindre les trois quarts du volume de l’étoile, comme pour Bételgeuse. Dans les étoiles de très faible masse (naines rouges) ou dans les protoétoiles en formation de faible masse (étoiles T Tauri), la zone convective occupe la totalité du volume de l'étoile ; dans les étoiles plus massives que deux fois la masse du Soleil, la zone convective externe disparaît (laissant la place à la zone radiative) mais la convection subsiste au cœur de l'étoile.

C'est dans la zone convective externe que sont produits les champs magnétiques de type dynamo des étoiles froides comme le Soleil et les naines rouges.

  Photosphère

La photosphère est la partie externe de l’étoile qui produit la lumière visible. Elle est plus ou moins étendue : de moins de 1 pourcent du rayon pour les étoiles naines (quelques centaines de kilomètres) à quelques dizaines de pourcents du rayon de l’étoile pour les plus géantes. La lumière qui y est produite contient toutes les informations sur la température, la gravité de surface et la composition chimique de l’étoile. Pour le Soleil, la photosphère a une épaisseur d’environ 400 kilomètres.

  Couronne

La couronne est la zone externe, ténue et extrêmement chaude du Soleil. Elle est due à la présence d'un champ magnétique, produit dans la zone convective ; on peut l’observer lors des éclipses de Soleil. C’est grâce à l’étude de la couronne au XIXe siècle que l’astronome Jules Janssen a découvert l’existence du gaz rare dont le nom fait référence au Soleil (Hélios) : l’hélium. Le fait que la température de la couronne atteigne plusieurs millions de degrés est un problème théorique difficile et non encore complètement résolu. Il est probable que la plupart des étoiles de faible masse (contenant une zone convective externe) possèdent des champs magnétiques et donc des couronnes.

  Théorème de Vogt et Russell

Le théorème de Vogt-Russell peut s’énoncer ainsi : si en tous points d’une étoile la connaissance des valeurs de la température, de la densité et de la composition chimique du plasma interne sont suffisantes pour calculer la pression, l’opacité du plasma et le taux d’énergie produit, alors la masse et la composition chimique de l’étoile sont suffisantes pour décrire la structure de celle-ci. Il en résulte les relations masse-rayon ou masse-luminosité des étoiles.

  Évolution

Article détaillé : évolution des étoiles.

L’histoire d’une étoile est entièrement déterminée par sa masse M et sa composition chimique X, Y, Z (théorème de Vogt et Russell). M détermine sa durée d’existence, et conditionne sa fin. L’évolution d’une étoile passe par plusieurs phases, la première est la phase naine ou séquence principale, la seconde est la phase géante puis supergéante pour terminer par la phase finale telle une supernova ou une nébuleuse planétaire.

  Formation

Article détaillé : formation stellaire.

Une étoile nait de la contraction d’un nuage riche en hydrogène. Sous l’influence d’une onde de densité (bras de galaxie), d’une onde de choc (supernova ou nova proche), ou d’une fluctuation de densité au sein de celui-ci, une région commence à se contracter. Par un effet boule de neige, cette région, de plus en plus dense attire à elle de plus en plus de gaz. La contraction du gaz entraine son échauffement : la proto-étoile rayonne (dans l’infrarouge). Ce rayonnement ralentit par pression de radiation, mais n’interrompt pas, l’inexorable action de la gravitation. Si l’échauffement est suffisant, il peut initier des réactions nucléaires au cœur du nuage. L’énergie dégagée par ces réactions arrête la contraction du fait de la pression de radiation ainsi générée.

Les étoiles sont formées à partir de gaz et de poussières en suspension dans la galaxie. Au début de la formation d'une étoile, ceux-ci s'unissent pour former des petits nuages. Pendant des milliers d'années, ils sont poussés à se rassembler grâce à la force gravitationnelle. En se contractant, les petits nuages forment les étoiles, les planètes ainsi que les galaxies. Au début, la température dans ces nuages est très basse, mais quand la gravitation les fragmente et les compresse, la température augmente. Au bout de quelques milliers d'années, le nuage prend la forme d'un disque aplati. La haute température qu'a engendré la forte pression gravitationnelle fait fondre le centre du disque qui se transforme en sphère dont la température atteint deux millions de degrés. C'est ce qu'on appelle une protoétoile. Dix millions d'années plus tard, le noyau d'hydrogène de la nouvelle étoile atteint dix-huit millions de degrés. Le noyau devient tellement chaud que les petits atomes d'hydrogène se déplacent rapidement, entrent en collision, et forment de l'hélium. Lorsqu'on augmente la température et que les électrons se détachent du noyau, nous considérons que l'étoile est sous forme de plasma. Les étoiles sont sans cesse soumises à la force gravitationnelle qui tente de les broyer. Pour compenser cette force, les atomes qui bougent rapidement (grâce à la haute température) cognent sur la paroi intérieure de l'étoile, ce qui équilibre les forces. Si la gravité domine, l'étoile se refermera sur elle-même jusqu'à atteindre une grande densité instable. Cette instabilité causera une supernova (mort de l'étoile)[5].

  Séquence principale

Sous l’effet de la contraction, le noyau de l’étoile (sa partie centrale) atteint des valeurs de pression et de température extrêmes, qui vont jusqu’à l’allumage des réactions thermonucléaires (voir plus haut). L’étoile entre alors dans ce qu’on appelle la séquence principale, période pendant laquelle son noyau, initialement et essentiellement constitué d’hydrogène et d’hélium, va progressivement se transformer en hélium.

Durant cette période, l’antagonisme énergie produite / gravitation concourt à la stabilité de l’astre :

Si le flux d’énergie venant du noyau vient à diminuer, la contraction qui s’ensuit accélère le rythme de production d’énergie qui stoppe la contraction ; inversement, un emballement de la production d’énergie entraine une dilatation de l’étoile, donc son refroidissement, et l’emballement s’arrête. Ainsi, il en résulte une grande stabilité de l’étoile qui est décrite dans la théorie de la structure interne stellaire sous l’appellation « pic de Gamow » : c’est une sorte de thermostat stellaire.

  Fin d’une étoile

  La Nébuleuse du Crabe forme le rémanent de supernova d’une explosion observée par les astronomes d’extrême Orient en l’an 1054.

Plus une étoile est massive, plus elle consomme rapidement son hydrogène. Une grosse étoile sera donc très brillante, mais aura une courte durée de vie. Lorsque le combustible nucléaire se fait trop rare dans le noyau de l’étoile, les réactions de fusion s’arrêtent. La pression créée par ces réactions ne compensant plus les forces de gravitation, l’étoile s’effondre sur elle-même. Plus une étoile est grosse, plus la fin de son existence sera cataclysmique, pouvant aller jusqu’à prendre la forme d’une gigantesque explosion (supernova) suivi de la formation d’une étoile à neutrons (pulsar, magnétar, ...) voire dans les cas extrêmes (selon la masse de l’étoile) d’un trou noir.

  Types d’étoiles

Les astronomes classent les étoiles en utilisant la température effective et la luminosité. Cette classification à deux paramètres permet de définir des types spectraux (luminosité) variant de VI à I, les naines étant classées V. Le Soleil est de classe V. Parmi ces classes on distingue différentes catégories liées à la température de surface.
Par exemple les : naines brunes, naines rouges, naines jaunes, géantes rouges, géantes bleues, supergéantes rouges, naines blanches, étoiles à neutrons et trous noirs. Si la plupart des étoiles se placent facilement dans l’une ou l’autre de ces catégories, il faut garder en tête qu’il ne s’agit que de phases temporaires. Au cours de son existence, une étoile change de forme et de couleur, et peut passer d’une catégorie à une autre.

  Naines brunes

Article détaillé : Naine brune.

Les naines brunes sont des étoiles, ou plutôt, ce sont des étoiles « manquées ». Leur masse est située entre celles des petites étoiles et des grosses planètes. En effet, au moins 0,08 masse solaire est nécessaire pour qu’une proto-étoile amorce des réactions thermonucléaires et devienne une véritable étoile. Les naines brunes ne sont pas suffisamment massives pour démarrer ces réactions. Elles peuvent rayonner cependant faiblement par contraction gravitationnelle.

  Naines rouges

Article détaillé : naine rouge.
  Vue d'artiste d'une naine rouge.

Les naines rouges sont de petites étoiles rouges. On les considère comme les plus petites étoiles en tant que telles. Les astres plus petits comme les naines blanches, les étoiles à neutrons et les naines brunes ne consomment pas de carburant nucléaire. La masse des naines rouges est comprise entre 0,08 et 0,8 masse solaire. Leur température de surface entre 2 500 et 5 000 K leur confère une couleur rouge. Les moins massives d'entre elles (au-dessous de 0,35 masse solaire environ) sont entièrement convectives. Ces étoiles brûlent lentement leur carburant, ce qui leur assure une très longue existence. Elles sont les plus abondantes : au moins 80 % des étoiles de notre Galaxie sont des naines rouges.
La plus proche voisine du Soleil, Proxima du Centaure, en est une. Il en est de même du second système stellaire, le plus proche Système solaire, l’étoile de Barnard est aussi une naine rouge.

  Naines jaunes

Article détaillé : naine jaune.
  Le Soleil est un exemple de naine jaune.

Les naines jaunes sont des étoiles de taille moyenne — les astronomes ne classent les étoiles qu’en naines ou en géantes. Leur température de surface est d’environ 6 000 K et elles brillent d’un jaune vif, presque blanc. À la fin de son existence, une naine jaune évolue en géante rouge, qui en expulsant ses couches externes — déployant alors une nébuleuse planétaire —, dévoile une naine blanche.

Le Soleil est une naine jaune typique.

  Géantes rouges

Article détaillé : Géante rouge.

La phase géante rouge annonce la fin d’existence de l’étoile, qui atteint ce stade lorsque son noyau a épuisé son principal carburant, l’hydrogène : des réactions de fusion de l’hélium se déclenchent, tandis que le centre de l’étoile se contracte, et que ses couches externes gonflent, refroidissent et rougissent. Transformé en carbone et en oxygène, l’hélium s’épuise à son tour et l’étoile s’éteint. Les couches externes de l’astre s’éloignent et son centre se contracte, dévoilant une naine blanche.

  Géantes bleues et supergéantes rouges

Articles détaillés : Géante bleue et Supergéante rouge.

Sur le diagramme HR, le coin supérieur gauche est occupé par des étoiles très chaudes et brillantes : les géantes bleues. Ces étoiles très massives, au moins dix fois plus grosses que le Soleil, consomment rapidement leur hydrogène.

Lorsque le noyau d’une géante bleue ne contient plus d’hydrogène, la fusion de l’hélium prend le relais. Ses couches externes enflent et sa température de surface diminue. Elle devient alors une supergéante rouge.

L’étoile fabrique ensuite des éléments de plus en plus lourds : fer, nickel, chrome, cobalt, titane… À ce stade, les réactions de fusion s’arrêtent et l’étoile devient instable. Elle explose en une supernova et laisse derrière elle un étrange noyau de matière qui demeurera intact et qui deviendra, selon sa masse, une étoile à neutrons ou un trou noir.

  Naines blanches

Article détaillé : Naine blanche.
  Une naine blanche en orbite autour de Sirius (vue d’artiste).
  une naine blanche exhalant une nébuleuse à symétrie rectangulaire, la Nébuleuse du rectangle rouge Red Rectangle Nebula (en).

Les naines blanches sont les résidus de l’évolution des étoiles de faible masse (entre ~0,8 et ~5 à 8 masses solaires). Le Soleil ayant (par définition) une masse d’une masse solaire, il finira aussi en naine blanche. Les naines blanches sont des étoiles « mortes » puisqu’elles ne sont plus le lieu de réactions thermonucléaires produisant de la chaleur. Cependant, elles sont initialement très chaudes et de couleur relativement blanche (voir Loi de Wien). Petit à petit, elles se refroidissent par rayonnement, pour devenir des astres froids. Leur taille est environ égale à celle de la Terre.

Les naines blanches, comme les étoiles à neutrons sont constituées de matière dégénérée. La densité moyenne d’une naine blanche est telle qu’une cuillère à thé de matière d’une telle étoile aurait, sur Terre, le poids d’un éléphant, soit environ 1 T⋅cm-3. En fait, dans cette matière, les électrons, étant très proches les uns des autres, commencent alors à se repousser énergiquement. Le facteur principal de la pression provient alors du principe d'exclusion de Pauli ; c’est la pression de dégénérescence qui s’oppose à celle de la gravitation. La naine blanche est donc en équilibre malgré l’absence de fusion nucléaire en son noyau. La pression des électrons peut supporter une masse de 1,44 fois celle du Soleil : c’est la limite de Chandrasekhar.

Si une naine blanche devient plus massive (en aspirant la matière d’une autre étoile, par exemple), elle explose en supernova et est largement pulvérisée en nébuleuse. C'est le type des supernovas thermonucléaires.

Procyon B et Sirius B sont des naines blanches.

  Naines noires

Article détaillé : Naine noire.

Comme une plaque chauffante qu’on éteint, les naines blanches se refroidissent inexorablement. Toutefois, cela se fait très lentement, en raison de leur masse. Elles perdent peu à peu leur éclat et deviennent invisibles au bout d’une dizaine de milliards d’années. Ainsi, toute naine blanche se transforme en naine noire.

L’Univers, vieux de 13,7 milliards d’années, est encore trop jeune pour avoir produit des naines noires.

Après sa mort, le Soleil deviendra une naine blanche puis une naine noire. Ce sort l’attend dans environ 15 milliards d’années.

  Étoiles à neutrons et trous noirs

Articles détaillés : Étoile à neutrons et Trou noir.

Les étoiles à neutrons sont très petites mais très denses. Elles concentrent la masse d’une fois et demi celle du Soleil dans un rayon d’environ 10 kilomètres. Ce sont les vestiges d’étoiles très massives de plus de 10 masses solaires dont le cœur s'est contracté pour atteindre des valeurs de densité extraordinairement élevées, comparables à celles du noyau atomique.

Lorsqu’une étoile massive arrive en fin de vie, elle s’effondre sur elle-même, en produisant une impressionnante explosion appelée supernova. Cette explosion disperse la majeure partie de la matière de l'étoile dans l’espace tandis que le noyau se contracte et se transforme en une étoile à neutrons[Note 4]. Ces objets possèdent des champs magnétiques très intenses (pour les plus intenses, on parle de magnétar). Le long de l’axe magnétique se propagent des particules chargées, électrons par exemple, qui produisent un rayonnement synchrotron.

Le moment cinétique de l’étoile étant conservé lors de l’effondrement du noyau, l’étoile à neutrons possède une vitesse de rotation extrêmement élevée, pouvant atteindre le millier de tours par seconde. Si par chance un observateur sur Terre regarde dans la direction d’une étoile à neutrons et que la ligne de visée est perpendiculaire à l’axe de rotation de l’étoile, celui-ci verra alors le rayonnement synchrotron des particules chargées se déplaçant sur les lignes de champ magnétique. Ce phénomène de phare tournant s’appelle le phénomène de pulsar. On trouve des pulsars dans des restes de supernovas, le plus célèbre étant le pulsar de la nébuleuse du Crabe, né de l’explosion d’une étoile massive. Cette supernova fut observée par les astronomes chinois depuis le matin du 4 juillet 1054, en plein jour pendant trois semaines et durant la nuit pendant près de deux ans.

Parfois, le noyau de l’étoile morte est trop massif pour devenir une étoile à neutrons. Il se contracte inexorablement jusqu’à former un trou noir.

  Étoiles variables

Articles détaillés : Étoile variable et Étoile éruptive.
  L’allure asymétrique de Mira, une étoile variable oscillante. NASA HST.

Alors que la plupart des étoiles sont de luminosité presque constante, comme le Soleil qui ne possède pratiquement pas de variation mesurable (environ 0,1 % sur un cycle de 11 ans), la luminosité de certaines étoiles varie de façon perceptible sur des périodes de temps beaucoup plus courtes, parfois de façon spectaculaire.

  Systèmes stellaires

Les étoiles se forment rarement seules. Lorsqu’un nuage de gaz (proto-stellaire) donne naissance à un amas d’étoiles, l’ensemble des étoiles de cet amas ne semble pas se distribuer au hasard, mais semble suivre une loi de distribution dite fonction de masse initiale (abrégé IMF en anglais), dont on sait peu de chose actuellement ; elle rend compte de la proportion d’étoiles en fonction de leur masse. On ne sait pas si cette fonction IMF dépend de la composition chimique du nuage proto-stellaire. La fonction la plus adoptée actuellement a été proposée par Edwin Salpeter et semble donner des résultats satisfaisants pour l’étude des amas de la Galaxie.

  Systèmes binaires et multiples

Les systèmes binaires sont constitués de deux étoiles liées gravitationnellement et orbitant l’une autour de l’autre. L’élément le plus brillant est dit primaire et le moins brillant, secondaire. Lorsqu’un système comporte plus de deux composantes il est qualifié de système stellaire multiple.

Les systèmes binaires peuvent être détectés par imagerie, lorsque le télescope parvient à résoudre la paire ; dans ce cas la binaire est dite visuelle. Dans d’autres cas, les deux compagnons ne peuvent être résolus, mais le décalage Doppler-Fizeau des raies spectrales permet de détecter le mouvement orbital de l’une ou des deux étoiles. Dans ce cas la binaire est dite spectroscopique. Si un seul spectre est visible et varie on parle de binaire SB1, si le spectre des deux étoiles est bien visible on parle de binaire SB2. Il est également possible de détecter le mouvement apparent dans le ciel de l’étoile binaire, qui correspond au mouvement orbital de l’étoile primaire si le secondaire est très peu lumineux ; dans ce cas la binaire est dite astrométrique. On parle enfin de binaire interférométrique lorsque le secondaire est détecté par interférométrie.

L’astronomie amateur parle de binaire apparente lorsque deux étoiles éloignées dans l’espace et non liées gravitationnellement se trouvent proches dans le ciel par effet de perspective.

  Amas

Article détaillé : Amas stellaire.

Les amas stellaires sont des regroupements locaux d’étoiles liées gravitationnellement et formées en même temps. De ce fait, ils constituent une population de référence pour étudier la durée de vie d’une étoile en fonction de sa taille (voir diagramme de Hertzsprung-Russell). On peut s’en servir pour déterminer l’âge des plus vieilles populations d’étoiles de notre Galaxie.

On distingue les amas ouverts (AO) constitués de quelques dizaines à quelques milliers d’étoiles et généralement de forme quelconque et les amas globulaires (AG) constitués de plusieurs milliers à plusieurs millions d’étoiles.

Les AO sont jeunes, de quelques dizaines à quelques centaines de millions d’années. Parmi les plus vieux M67 (4,6 milliards d’années comme le Soleil) est aussi parmi les plus gros. Dans notre galaxie, les AO sont riches en métaux (typiquement comme le Soleil). Les AG sont de forme sphérique d’où leur nom. Leurs étoiles sont pauvres en métaux et ils comptent parmi les objets les plus vieux de la Galaxie. Ils se répartissent dans le sphéroïde de la Galaxie qu’on appelle le halo. Leur âge est compris entre environ 10 et 13,5 milliards d’années. Omega du centaure est parmi les plus gros. Sa population stellaire n’est pas unique ce qui montre qu’il a eu une origine étalée dans le temps permettant la formation de plusieurs d’entre elles (au moins trois). Il est considéré comme pouvant être le résidu d’une galaxie naine ayant été capturée par la Voie Lactée. NGC6397 est au contraire un amas à population stellaire unique avec une abondance en métaux d’un centième de celle du Soleil. L’AG le plus pauvre en métaux connu est M92 avec presque un millième de l’abondance solaire.

  Associations

Les associations stellaires sont semblables aux amas, à ceci près qu’elles ne constituent pas un système lié gravitationnellement. Aussi les associations se dispersent-elles au bout d’un certain temps. Exemple d’association : les associations O-B constituées principalement d’étoiles très massives et très chaudes. On peut les considérer comme des petits amas ouverts très jeunes présentant encore beaucoup de gaz ionisé dans le voisinage des étoiles. On les rencontre dans notre Galaxie principalement dans les bras.

  Galaxies

Article détaillé : Galaxie.

Une galaxie est un vaste ensemble d’étoiles. Les galaxies diffèrent des amas par leur taille (plusieurs centaines de milliards d’étoiles contre quelques milliers à quelques millions pour les amas stellaires), leur organisation et leur histoire.

  Constellations

En observant le ciel nocturne, l’être humain a imaginé que les étoiles les plus brillantes pouvaient constituer des figures. Ces regroupements diffèrent généralement 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 a priori rien en commun, si ce n’est d’occuper, vues de la Terre, une position voisine dans le ciel. Elles 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.

  Systèmes planétaires

Les étoiles peuvent être accompagnées de corps gravitant autour d’elles. Ainsi, le Système solaire est composé d’une étoile centrale, le Soleil, accompagné de planètes, comètes, astéroïdes. Depuis 1995, 540 planètes ont été découvertes autour d’autres étoiles que le Soleil, faisant perdre au Système solaire son caractère supposé unique. Tous ces systèmes planétaires sont découverts de façon indirecte. La première étoile autour de laquelle des planètes ont été révélées par des mesures vélocimétriques est 51 Peg (observations réalisées à l’OHP avec le spectrographe Elodie). De nombreux autres systèmes planétaires ont depuis été découverts. En raison des limitations actuelles de détection, ils présentent des caractéristiques semblables, avec des planètes géantes sur des orbites très excentriques : on les nomme des « Jupiter chauds ». La majorité de ces étoiles sont plus riches en métaux que le Soleil. Les statistiques sur ces systèmes planétaires permettent de conclure que le Système solaire n’a pour l’instant pas d’équivalent. Depuis l’espace, la traque des systèmes planétaires par photométrie a commencé avec le satellite CoRoT (CNES). Celui-ci sera relayé en 2009 par le satellite américain Kepler.

  Notes et références

  Notes

  1. Jupiter ; Saturne et Neptune ont un rayonnement (thermique) intrinsèque de l'ordre du flux reçu du Soleil, voire supérieur.
  2. Attention : le Soleil ne doit pas être regardé à travers un instrument optique grossissant, tel que jumelles, longue focale, lunette astronomique ou télescope.
  3. Séquence que l’on peut retenir par l’astuce mnémotechnique suivante : ce sont les initiales de la phrase anglaise Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me.
  4. Sa structure et composition est plus complexe qu’une simple boule de neutrons, ainsi à sa surface on peut trouver une croûte de fer et d’autres éléments.

  Références

  1. [PDF] (en) Paul A. Crowther et al., The R136 star cluster hosts several stars whose individual masses greatly exceed the accepted 150 M stellar mass limit
  2. (en) C. J. Evans, W. D. Taylor et coll, « The VLT-FLAMES Tarantula Survey », dans Astronomy & Astrophysics, vol. 530, no 108, 26 mars 2011, p. 21 [lien DOI] 
  3. (en) J.-F. Donati et al, The surprising magnetic topology of τ Sco: fossil remnant or dynamo output?, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 370, 629 (2006) Donati et al Voir en ligne
  4. (en) J. D. Landstreet, Magnetic fields at the surfaces of stars, Astronomy and Astrophysics Review, 4, 35-77 (1992) Landstreet Voir en ligne.
  5. L'Univers et Ses Mystères : Épisode 10, de Tony Long, Flight 33 productions, 2007, ép. Épisode 10 (« Vie Et Mort D'Une Étoile »)

  Voir aussi

Sur les autres projets Wikimedia :

  Bibliographie

  • Marc Séguin et Benoît Villeneuve, Astronomie & Astrophysique, Masson, 1995. (ISBN 978-2-7613-0929-5)
  • Joachim Herrmann, Atlas de l’astronomie, Le Livre de poche, coll. « encyclopédies d’aujourd’hui », 1998. (ISBN 978-2-253-06453-4)

  Articles connexes

  Liens externes

  • (fr) Vidéo-conférence sur le thème : « Qu’est-ce qu’une étoile ? » (intervention de Sylvie Vauclair)


   
               

 

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