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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.
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 car au cours de son existence, une étoile change de forme et de couleur, et passe d’une catégorie à l'autre.
Les astronomes ne classent les étoiles qu’en naines ou en géantes.

Type d'étoiles
Type masse solaire spectre explication
Naine brune < 0.08 M,L,T,Y Une naine brune est une étoile « manquée ». Sa masse est située entre celles des petites étoiles et des grosses planètes. Il faut au moins 0,08 masse solaire 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.
Naine rouge 0.08 à 0.8 MV Sa température de surface entre 2 500 et 5 000 K leur donnant une couleur rouge. Les moins massives d’entre elles (< 0,35 masse solaire) sont 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.
Proxima du Centaure, la plus proche voisine du Soleil, en est une.
Naine jaune 0,8 à 1,2 GV Une naine jaune est une étoile de taille moyenne. Sa température de surface est d’environ 6 000 K et elle brille d’un jaune vif, presque blanc. À la fin de son existence, elle 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.
Naine blanche 1.44 DA Ce sont les résidus de l’évolution des étoiles de faible masse (entre ~0,8 et ~5 à 8 masses solaires). Le Soleil ayant une masse solaire, il finira aussi en naine blanche. Ce sont des étoiles « mortes » puisqu’elles n'ont plus de réactions thermonucléaires. Petit à petit, elles se refroidissent par rayonnement, pour devenir des astres froids. Leur taille est environ égale à celle de la Terre.
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.
Sirius est une naine blanche.
Naine noire T Les naines blanches se refroidissent inexorablement. Toutefois, cela se fait très lentement, en raison de leur masse. Elle perd peu à peu son 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.
Géante rouge > 1 M 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.
Géante bleue > 18 O, B Une géante bleue est une étoile très chaude, très brillante et très massive.
Elles sont extrêmement lumineuses, de magnitude absolue -5, -6 voire moins. Leur température de 20 000 K ou plus.
Du fait de leur masse élevée, leur durée de vie est très courte, de l'ordre de 10 à 100 millions d'années. Les théories actuelles prédisent que la plupart d'entre elles finiront en supernova.
Rigel (constellation d'Orion) et Deneb (constellation du Cygne) sont des géantes bleues
Supergéante rouge > 20 MI Les supergéantes rouges sont produites par des étoiles dont la masse initiale est de l'ordre de 20 masses solaires. Elles sont les grandes sœurs des géantes rouges.
Antarès dans la constellation du Scorpion ou Bételgeuse dans la constellation d'Orion sont deux des supergéantes rouges les plus connues.
Étoile à neutrons 1.4 à 3.2 C'est un astre principalement composé de neutrons maintenus ensemble par les forces de gravitation. De tels objets sont le résidu compact issu de l'effondrement gravitationnel du cœur d'une étoile massive quand celle-ci a épuisé son combustible nucléaire, d'où leur nom.
Cette masse occupe un volume très restreint, d'un rayon d'environ 10 à 20 kilomètres seulement.
À sa naissance, l'étoiles à neutrons est dotée d'une vitesse de rotation très élevée, de plusieurs dizaines de tours par seconde.
Trou noir Un trou noir est un objet céleste si compact que l'intensité de son champ gravitationnel empêche toute forme de matière ou de rayonnement de s’en échapper. De tels objets ne peuvent ni émettre, ni réfléchir la lumière et sont donc noirs, ce qui en astronomie revient à dire qu'ils sont invisibles. Plusieurs techniques d’observation indirecte, dans différentes longueurs d'ondes, permettent de les détecter.
Il existe plusieurs sortes de trous noirs. Suite à l’effondrement gravitationnel d’une étoile massive, on parle de "trou noir stellaire". Ceux se trouvant au centre des galaxies possèdent une masse pouvant atteindre plusieurs milliards de fois celle du Soleil ; on parle alors de "trou noir supermassif" (ou trou noir galactique). Entre ces deux échelles de masse, il existerait des "trous noirs intermédiaires" avec une masse de quelques milliers de masses solaires. Des trous noirs de masse bien plus faible, formés au début de l’histoire de l’Univers, peu après le Big Bang, sont aussi envisagés et sont appelés "trous noirs primordiaux". Leur existence n’est, à l’heure actuelle, pas confirmée.

Diagramme de Hertzsprung-Russel
Schématisation d´un diagramme H-R avec la position et le chemin évolutif du Soleil
Lien vers une animation : Astronomy Education at the University of Nebraska-Lincoln

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