Par Alexander Merz · Mis à jour le · Informations vérifiées le 14 septembre 2026
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En levant les yeux vers le ciel nocturne, nous admirons une multitude de points lumineux d’éclats variés. La plupart de ces points lumineux sont des étoiles de notre galaxie. L’étoile la plus proche de nous est le Soleil, au centre de notre système solaire. L’étoile la plus proche en dehors de notre système solaire est Proxima Centauri, dans la constellation du Centaure. Sa distance est de 4,244 années-lumière, soit environ 40,318 billions de kilomètres (40 318 000 000 000 km). Les étoiles sont d’immenses réacteurs de fusion dans lesquels une grande partie des éléments du tableau périodique sont engendrés. Cela libère une quantité incroyable d’énergie sous forme de rayonnement. Une partie de cette énergie nous parvient sous forme de lumière.
Que sont les étoiles ?
Les étoiles sont des corps célestes massifs et auto-lumineux. Outre du gaz très chaud, elles sont également composées de gaz ionisé et électriquement conducteur (plasma). Une fusion nucléaire se produit en leur cœur. Sous l’effet d’une pression et d’une température élevées, l’hydrogène y est fusionné en hélium.
Cette réaction est exothermique, ce qui signifie qu’elle libère de l’énergie. La vitesse à laquelle cette réaction se déroule est déterminée par la masse de l’étoile. Cette énergie immense libérée est émise par l’étoile sous forme de rayonnement. Il en résulte un rayonnement couvrant tout le spectre électromagnétique : des rayons X à la lumière visible, en passant par l’infrarouge et les ondes radio à très grande longueur d’onde.
Lorsque le combustible touche à sa fin, la manière dont l’étoile s’éteint dépend de sa masse. À partir des restes des étoiles peuvent se former de nouvelles étoiles, des planètes, des comètes et tous les autres corps dotés de masse. Les éléments chimiques qui composent l’être humain ont eux aussi finalement été engendrés au sein d’une étoile. (« Nous sommes tous poussière d’étoiles », Stefan Klein)
Pour les enfants, il existe d’autres façons d’aborder l’explication : Comment expliquer les étoiles aux enfants ? [Conseils et exemples]
Comment naissent les étoiles ?
La formation d’une étoile nécessite un nuage de matière. Au début de l’univers, la matière visible était composée presque entièrement de l’élément le plus simple : l’hydrogène (1 proton et 1 électron).
Un nuage d’hydrogène est amené à s’effondrer par un événement gravitationnel. Des zones de masse concentrée se forment, attirant davantage de matière sous l’effet de la gravitation. Cela signifie que la gravité l’emporte sur la pression de rayonnement des particules de gaz et fait ainsi en sorte que de plus en plus de particules se dirigent vers le centre gravitationnel.
À mesure que la masse augmente, la pression et la température s’élèvent à l’intérieur de la sphère de gaz en formation. Ce processus peut durer plusieurs millions d’années. Lorsqu’un seuil critique est franchi, la combustion de l’hydrogène (fusion nucléaire stellaire) débute. Les atomes d’hydrogène y fusionnent en hélium en libérant de l’énergie. Une nouvelle étoile est née.
Propriétés des étoiles
Les étoiles dépassent notre imagination à bien des égards. Elles peuvent pourtant être décrites de manière presque complète à l’aide de quelques paramètres fondamentaux :
- Température de surface : Soleil = 5800 Kelvin ; exemple extrême = étoile PG1159 à 200 000 Kelvin
- Accélération de la pesanteur : Soleil = 274 m/s² ; exemple extrême = Sirius B à 2 740 000 m/s²
- Masse : Soleil = 1 masse solaire ; exemple extrême = R136a1 à 265 masses solaires
La vie des étoiles
Une fois la fusion stellaire amorcée, commence la vie d’une étoile telle que nous nous la représentons. La plupart traversent au cours de leur existence différents stades de la séquence principale. La séquence principale décrit la relation entre la luminosité absolue et la couleur de l’étoile. Il en résulte des lignes densément peuplées auxquelles la plupart des étoiles peuvent être attribuées en fonction de leur masse et de leur stade d’évolution.
La vitesse à laquelle une étoile traverse la séquence principale, et le fait qu’elle s’en éloigne ou non, dépend de sa masse et de sa composition.
Les étoiles très massives brûlent leur combustible en quelques millions d’années, tandis que les étoiles peu massives entretiennent une fusion nucléaire lente. Cela se manifeste dans leurs couleurs et leurs températures de surface. Les étoiles peu massives, comme les naines brunes, sont sombres et relativement froides, tandis que les étoiles massives, comme les supergéantes bleues, brillent d’un éclat bleuté et sont très chaudes.
Si la composition d’une étoile présente une proportion élevée d’éléments lourds comme le fer, elle peut développer un champ magnétique puissant, ce qui influence la perte de masse liée au vent stellaire.
Stade final et mort d’un corps stellaire
Au cours de sa vie, deux forces s’opposent au sein de l’étoile : la pression de rayonnement, générée par la fusion stellaire, et la gravitation. Lorsque le combustible touche à sa fin, la pression de rayonnement diminue progressivement et la gravitation prend le dessus.
La pression au cœur continue d’augmenter, permettant ainsi la poursuite de l’engendrement d’éléments lourds par fusion. Lors de la combustion de l’hélium qui s’amorce alors, du carbone se forme. Le carbone peut ensuite fusionner en oxygène. À la fin de ce que l’on appelle la combustion en couches, du fer se forme. La durée de chaque réaction de fusion est étonnante. Alors que la combustion de l’hydrogène peut durer 10 milliards d’années et plus, la combustion du silicium s’achève déjà au bout d’une semaine.
Le déroulement du stade final dépend de la masse.
Étoiles de faible masse
jusqu’à 0,3 masse solaire
Les étoiles de faible masse ne traversent pas entièrement la combustion en couches. En raison de l’extinction prématurée de la combustion en couches, la température et la pression de rayonnement au cœur diminuent, et elles se contractent sous l’effet de la gravitation pour devenir des naines blanches. Elles restent dans cet état jusqu’à leur refroidissement complet, à partir duquel elles n’émettent plus de lumière (naine noire).
0,3-2,3 masses solaires
Les étoiles de faible masse de cette catégorie poursuivent la combustion en couches plus loin que les étoiles décrites ci-dessus. La pression de rayonnement augmente alors fortement en un temps relativement court et l’étoile se dilate jusqu’à plusieurs fois son diamètre. Une géante rouge (exemple : Bételgeuse dans la constellation d’Orion) se forme. Au cours de ce processus, les enveloppes extérieures sont expulsées et une nébuleuse planétaire se forme. Après l’extinction de la combustion en couches, l’étoile s’effondre pour devenir une naine blanche.
Étoiles massives
2,3-3 masses solaires
Ces étoiles massives traversent entièrement la combustion en couches jusqu’à la fusion en fer. Avec l’apparition du fer se forment des champs magnétiques. Les champs magnétiques engendrent un vent stellaire composé de particules solaires électriquement chargées. Cela contribue à une perte de masse surcritique, si bien qu’elles s’effondrent elles aussi en naines blanches.
>3 masses solaires
Les étoiles extrêmement massives fusionnent presque tous les éléments en fer. Dans le noyau de fer qui se forme, de quelques milliers de kilomètres, se concentre la quasi-totalité de la masse stellaire. Lorsqu’une valeur limite de masse est dépassée, le noyau de fer s’effondre en une fraction de seconde. Une quantité d’énergie exorbitante est alors libérée, déchirant toutes les couches environnantes. L’étoile périt en une supernova. Selon la masse, il en résulte une étoile à neutrons ou un trou noir.
Types d’étoiles
Classification des étoiles selon la couleur et les propriétés spectrales
Étoiles de population III
Les premières étoiles de l’univers ne disposaient pratiquement que d’hydrogène comme matière première. Elles se sont probablement formées 200 millions d’années après le Big Bang. À cette époque, l’univers était encore nettement plus dense qu’aujourd’hui, si bien qu’elles étaient très massives et grandes.
Leur durée de vie était extrêmement courte, si bien qu’il n’existe probablement plus aujourd’hui d’étoiles de cette première génération. Mais elles avaient déjà engendré des éléments plus lourds que l’hydrogène et l’hélium, créant ainsi la matière première pour la génération d’étoiles suivante.
Étoiles de population II
Elles existent encore aujourd’hui. Elles se caractérisent surtout par un âge avancé et une couleur rouge. Beaucoup d’entre elles brûlent leur combustible très lentement et atteindront un âge très avancé.
Étoiles de population I
Ces étoiles sont jeunes et brillent en bleu. Elles peuvent être subdivisées davantage. Le Soleil est classé dans la « vieille population I ».
Étoiles doubles
Les étoiles doubles sont des étoiles qui entretiennent, en apparence ou en réalité, une relation spatiale étroite. On parle d’étoile double optique lorsque, en raison d’un angle de visée étroit de l’observateur, les étoiles paraissent proches l’une de l’autre au firmament, alors qu’elles sont en réalité très éloignées. C’est par exemple le cas lorsqu’une étoile se trouve près de l’observateur et qu’une autre semble se situer à côté d’elle, mais est en réalité bien plus éloignée de l’observateur que la première.
Les véritables étoiles doubles sont deux étoiles spatialement si proches l’une de l’autre qu’elles s’influencent mutuellement par la gravitation. Elles gravitent autour d’un centre de masse commun et représentent environ 50 % des étoiles de l’univers.
Étoiles variables
Les étoiles variables se caractérisent par des variations de leur luminosité. Il ne faut cependant pas confondre cela avec le scintillement des étoiles, dont la cause réside dans les perturbations atmosphériques. Selon la cause de la variation de luminosité de l’étoile, on peut distinguer :
Étoiles variables à éclipses
Système d’étoiles doubles dont les partenaires ont des luminosités différentes et dont le plan de rotation est à peu près perpendiculaire à l’observateur.
Étoiles variables par rotation
Des étoiles qui n’émettent pas la même intensité lumineuse dans toutes les directions, comme par exemple un pulsar. Un pulsar est une étoile à neutrons en rotation rapide, dont l’axe du champ magnétique diffère de son axe de rotation. Aux pôles du champ magnétique, un rayonnement est émis. Si la Terre se trouve dans le cône de rayonnement du pulsar en rotation, cela est perçu comme un pic de rayonnement périodique et récurrent.
Étoiles variables à pulsations
Au cours de leur évolution, les étoiles traversent des phases instables durant lesquelles leur grandeur d’état et leur luminosité varient périodiquement. Cela se produit généralement à la fin du stade de la séquence principale.
Combien d’étoiles existe-t-il ?
Lorsqu’on observe le ciel nocturne depuis un endroit sombre, on peut distinguer environ 5000 corps célestes lumineux sans aide technique. Presque tous ces points lumineux appartiennent à notre galaxie, la Voie lactée.
Mais notre galaxie compte bien plus d’étoiles que celles que nous pouvons apercevoir à l’œil nu. On estime leur nombre dans la Voie lactée à 300 milliards (300 000 000 000 étoiles). Dans l’ensemble de l’univers, il existe une multitude de galaxies. Au début des années 1990, on estimait le nombre de galaxies existantes à 100 milliards. Des découvertes plus récentes suggèrent toutefois que 9 galaxies sur 10 ne peuvent pas être observées par nous. Cela multiplierait leur nombre par dix.
À partir du nombre d’étoiles par galaxie et de la quantité estimée de galaxies dans l’univers, on peut déterminer approximativement le nombre d’étoiles dans tout l’espace :
300 000 000 000 000 000 000 000 étoiles
Données, chiffres et faits spectaculaires sur les étoiles
- La plus grande étoile connue est UY Scuti, une supergéante rouge dans la constellation d’Ophiuchus, environ 1 700 fois plus grande que le Soleil.
- Le Soleil a environ 4,6 milliards d’années et il lui reste encore environ 5 milliards d’années avant la fin de sa vie en tant qu’étoile de la séquence principale.
- L’étoile la plus proche du système solaire est Proxima Centauri, située à environ 4,24 années-lumière.
- L’étoile la plus brillante du ciel nocturne est Sirius, distante d’environ 8,6 années-lumière et dont la magnitude apparente est de -1,46 mag.
- Une étoile à neutrons est une étoile extrêmement dense, constituée des restes d’une explosion de supernova, et ne mesurant qu’environ 20 kilomètres de diamètre.
- Un trou noir est un objet astronomique doté d’une gravitation si puissante que rien, pas même la lumière, ne peut lui échapper.
- La température de surface du Soleil est d’environ 5500 degrés Celsius, tandis que la température au cœur avoisine les 15 millions de degrés Celsius.
- Une étoile dont la masse est 10 fois celle du Soleil brûlera pendant environ 10 millions d’années avant d’exploser en supernova.
- L’étoile la plus brillante de l’univers est R136a1, dans la nébuleuse de la Tarentule, environ 10 millions de fois plus brillante que le Soleil.
- Une explosion de supernova peut briller brièvement autant qu’une galaxie entière et libérer suffisamment d’énergie pour produire des éléments plus lourds que le fer.
Les étoiles les plus brillantes en portrait
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