Étoile - Définition

Une étoile est un objet céleste émettant de la lumière de façon autonome, semblable à une énorme boule de plasma comme le Soleil, qui est l'étoile la plus proche de la Terre.

La masse d'une étoile est de quelque 10³⁰ kilogrammes (dix milliards de milliards de milliards de milliards de tonnes) et son rayon de l’ordre du million de kilomètres.

Un tel astre rayonne de l’énergie par nucléosynthèse (fusion nucléaire) : la puissance rayonnée par une étoile comme le Soleil est de l’ordre de 10²⁶ watts (cent millions de milliards de milliards de watts).

Lors d'une nuit claire, de nombreuses étoiles sont visibles dans le ciel comme autant de points lumineux et fixes.

Observation

La nuit, les étoiles, du fait de leur éloignement, apparaissent à l’œil nu sous la forme de points brillants — généralement scintillants du fait de la turbulence atmosphérique et sans mouvement apparent immédiat par rapport aux autres objets fixes du ciel. Le jour, le Soleil domine ; l'astre le plus brillant visible depuis la Terre est également 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 250 000 fois la distance qui nous sépare du Soleil.

Si le nombre d’étoiles observables la nuit à l’œil nu et par temps clair varie entre une centaine et plusieurs milliers selon les conditions d’observation, l'estimation du nombre d'étoiles dans l'univers oscille entre 10²² et 10^{23 [1]}. À part le Soleil, Sirius — dans d’excellentes conditions d’observation — et quelques supernovae, les étoiles sont trop peu brillantes pour être observables en plein jour (sauf lors des éclipses totales de Soleil).

Caractéristiques principales

Une étoile est caractérisée par différentes grandeurs :

Masse

Les étoiles ont une masse comprise entre environ 0,08 et 120 fois la masse du Soleil. Cette grandeur détermine la vie de l’étoile aussi bien en durée que dans ses phases évoluées et finales. Une étoile très massive sera très lumineuse mais sa durée de vie sera très réduite. En deçà 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.

Diamètre

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 700, voire 800 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.).

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, ce qui signifie que 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 pourcents sont pourtant très importants pour évaluer l’opacité de l’atmosphère de l’étoile. Cette opacité est directement liée à la capacité de l’étoile à produire un vent stellaire (voir le cas extrême des étoiles Wolf-Rayet).

Magnitude

La magnitude — qui mesure la luminosité — est une échelle logarithmique du flux radiatif de l’étoile. On distingue la magnitude apparente qui dépend de la distance entre l’étoile et l’observateur, et 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 bien sûr directement liée à la luminosité de l’étoile. Cette dernière grandeur est utilisée par les modèles d’évolution stellaires, tandis que la magnitude est plutôt utilisée pour les observations, puisque l’œil possède une sensibilité également logarithmique, en première approximation.

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, vert, jaune, rouge. L'origine de ces couleurs resta longtemps un mystère jusqu’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 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 (moyen mnémotechnique pour retenir la séquence : ce sont les initiales de la phrase anglaise Oh, be a fine girl, kiss me). 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, plus l’étoile est grande, plus sa luminosité est forte. Les étoiles O et B sont bleues à l’œil, Rigel par exemple, les étoiles A sont blanches (Sirius, Véga), les étoiles F et G sont jaunes, c’est l’exemple du Soleil (qu’il ne faut pas regarder à travers un instrument optique grossissant, tel que jumelles, longue focale, lunette astronomique ou télescope), les étoiles K sont oranges (Arcturus), et enfin les étoiles M sont rouges comme par exemple 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

La rotation des étoiles a été mise en évidence grâce au déplacement des taches solaires sur leur surface. Ce mouvement de rotation est un reliquat de leur formation à partir de l'effondrement du nuage de gaz. La vitesse de rotation^[2] dépend de leur âge : elle baisse 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, d'étoile binaire ou d'étoile 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.

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

Comme le Soleil, la plupart des étoiles sont dotées de champs magnétiques très intenses dont dépend l’activité de l’étoile, c’est-à-dire la quantité de rayonnement et de particules émis par l’astre, appelé vent stellaire (pour le Soleil, on parle de vent solaire). Pour le Soleil, l’activité peut se mesurer par le nombre et la dimension de taches présentes sur sa surface, qui trahissent les variations locales d’intensité du champ magnétique.

Structure d’une étoile

Bien qu'inaccessible, il est possible de construire une image de l'intérieur d'une étoile, à partir des différentes grandeurs mesurées (l'astérosismologie permet littéralement de sonder les étoiles, par exemple), et de simulations issues de différents modèles.

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 la stabilité de l’étoile. 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 ; les noyaux d’hydrogène (protons) atteignent des vitesses leur permettant de vaincre leur répulsion électrique et de fusionner, à l’aide de l’effet tunnel. Les protons fusionnent par groupe de 4 pour donner un noyau d’hélium, composé de 2 protons et de 2 neutrons. Il se produit alors un dégagement d’énergie selon les réactions suivantes (chaîne proton-proton^[3]) :

2 (¹H + ¹H → ²D + e^- + ν^e) (4,0 MeV + 1,0 MeV)

2 (¹H + ²D → ³He + γ) (5,5 MeV)

³He + ³He → ⁴He + ¹H + ¹H (12,86 MeV)

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. 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.

Photosphère

La photosphère est la partie externe de l’étoile qui produit la lumière visible. Elle est plus ou moins étendue, de quelques centaines de kilomètres pour les étoiles naines (inférieur à 1 pourcent du rayon) 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. On peut l’observer lors des éclipses de Soleil. C’est grâce à l’étude de la couronne au XIX^e 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 possèdent des couronnes.

Évolution

L’histoire d’une étoile est entièrement déterminée par sa masse M et sa composition chimique 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

Une étoile naît 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 entraîne 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 est alors suffisante pour arrêter sa contraction du fait de la pression de radiation ainsi générée.

La 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.

La fin d’une étoile

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 voire dans les cas extrêmes (dépend de la masse de l’étoile) d’un trou noir.

Les types d’étoiles

Les astronomes ne classent les étoiles qu’en naines ou en géantes. On en distingue différentes catégories : 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

Les naines brunes ne sont pas des étoiles, ou plutôt, ce sont des étoiles " ratées ". Leur masse est située entre celles des petites étoiles et des grosses planètes. En effet, il faut 0,08 masses solaires (0,08 fois la masse du Soleil) 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 n’ont qu’un début de formation un peu lumineux, brillant alors par contraction gravitationnelle.

Naines rouges

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. Ces étoiles brulent 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

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.

Géante rouge

La phase géante rouge annonce la fin. Une étoile atteint ce stade lorsque son noyau a épuisé son principal carburant, l’hydrogène.

Des réactions de fusion de l’hélium se déclenchent alors. Tandis que le centre de l’étoile se contracte, ses couches externes gonflent, refroidissent et rougissent. Transformé en carbone et en oxygène, l’hélium s’épuise à son tour et l’étoile meurt. L’astre se débarrasse de ses couches externes et son centre se contracte pour devenir une naine blanche.

Géante bleue et supergéante rouge

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

Lorsqu’elle ne contient plus d’hydrogène dans son noyau, une géante bleue y fusionne de l’hélium. Ses couches externes enflent et sa température de surface baisse de plus en plus. 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 meurt. L’explosion laisse derrière elle un étrange noyau de matière qui demeurera intact. Ce cadavre est, selon sa masse, une étoile à neutrons ou un trou noir.

Naines blanches

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 la lumière. Par contre, elles sont très chaudes, et ont au début, une couleur relativement blanche (voir Loi de Wien). Petit à petit, elles se refroidissent par rayonnement, comme 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 à la surface d’une naine blanche est telle qu’une cuillère à thé de matière d’une telle étoile aurait, sur Terre, la masse d’un éléphant. 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 (de type Ia) et peut parfois être complètement détruite.

Procyon B et Sirius B sont des naines blanches.

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.

Étoile à neutrons et trou noir

Les étoiles à neutrons sont très petites mais très denses. Elles concentrent la masse d’une étoile comme le Soleil dans un rayon d’environ dix kilomètres. Ce sont les vestiges d’étoiles très massives de plus de dix masses solaires.

Lorsqu’une étoile massive arrive en fin d’existence, elle s’effondre sur elle-même, en produisant une impressionnante explosion appelée supernova. Cette explosion disperse d’énormes quantités de matière dans l’espace mais épargne le noyau de l’étoile. Ce noyau se contracte et se transforme en grande partie en une étoile à neutrons^[4]. Ces objets possèdent des champs magnétiques très intenses (pour les plus intenses, on parle de magnétar). Le long de l’axe magnétique se propage 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. Supernova observée par les astronomes chinois depuis le matin du 4 Juillet 1054, et en plein jour pendant trois semaines et la nuit sur près de deux ans. Sa (re)découverte fut faite par les radioastronomes.

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.

Étoile variable

Alors que la plupart des étoiles sont de luminosité presque constante, comme notre 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.

Les 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 (IMF), 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.

Les 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.

Les amas

Les amas stellaires sont des regroupements locaux d’étoiles, liées gravitationnellement et généralement 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 étoiles de notre Galaxie.

On distingue les amas ouverts (AO) constitués de quelques dizaines à centaines d’étoiles et de forme quelconque et les amas globulaires (AG) constitués de plusieurs milliers voire plusieurs millions d’étoiles. Les AO sont jeunes, de quelques dizaines à quelques centaines de millions d’années. 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 11 et 13,5 milliards d’années.

Les 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.

Les galaxies

Une galaxie est un vaste ensemble d’étoiles. Elles 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’homme 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.

Les 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. Récemment, des planètes ont été découvertes autour d’autres étoiles que le Soleil, faisant perdre au système solaire son caractère jusqu’ici unique.

Notes et références