Etoiles


Types d'étoiles
Naines brunes et rouges
Naines jaunes, Soleil
Etoiles géantes
Supergéantes
Etoiles massives
Etoiles carbonées
Etoiles Wolf Rayet
Etoiles doubles
Etoiles Variables
Naines blanches
Nova
Supernova
Hypernova
Etoiles à neutrons
Trous noirs
Ondes Gravitationnelles


Généralités

Les dimensions et températures des étoiles varient dans de très larges proportions. On peut les classer par rapport à la masse du soleil (Ms). La température et le diamètre déterminent la luminosité. La puissance de radiations émise augmente comme la puissance 4 de la température. Connaissant le diamètre et la température on peut calculer la luminosité, et inversement, le diamètre à partir de la luminosité et de la température.

Les étoiles se forment à l'intérieur d'immenses nuages de gaz principalement d'hydrogène et de poussières. Ces nuages peuvent avoir de dimensions considérables, plusieurs millions de fois la masse du soleil.
Il semble que des évènements tels que des supernova créent des ondes de choc et des déséquilibres à l'intérieur de ces nuages qui provoquent des amorces de grumeau qui vont se mettre ensuite à grossir.
Sous l'effet de la gravité, les gaz s'accumulent de plus en plus et atteignent finalement des masses et des pressions internes énormes.
A un certain stade on atteint les conditions pour amorcer les réactions nucléaires de fusion de l'hydrogène au centre de cet agglomérat. En quelque sorte l'étoile s'allume. Il semble aussi que les étoiles qui grossissent très vite seront les plus massives, mais auront aussi les durées les plus courtes.
Ce processus qui s'enclenche ne concerne pas qu'une seule étoiles, mais un plus ou moins grand nombre, quelques dizaines d'étoiles, jusqu'à plusieurs centaines.
Il se forme ainsi un amas ouvert, groupe d'étoiles jeunes et très chaudes qui se sont formées à peu près en même temps et qui vont ioniser et éclairer le nuage environnant. Certaines, les plus grosses auront une vie courte de quelques dizaines de millions d'années, d'autres plus modestes quelques milliards comme notre soleil, et les plus petites pourront durer encore beaucoup plus longtemps.
Au cours du temps ce groupe d'étoiles concentré au départ va se disperser et perdre sa caractéristique d'amas.
Selon sa masse de départ, chaque étoile va suivre un cycle de vie dont les caractéristiques sont données dans le diagramme d'Hersprung Russel.
Leur fin de vie aussi sera influencée par leur masse.

Les différents types d'étoiles et leur cycle de vie:

(Diagramme HR et ci-contre)


L'étude spectrographique de la lumière des étoiles permet d'en distinguer différents types.
Les étoiles les plus chaudes de type O et B sont bleues, les étoiles de type A sont blanches, celles de type F sont jaune blanchâtre, les étoiles de type G sont jaunes (comme le soleil), celles de type K sont oranges, et celles de type M les plus froides sont rouges.
Le diagramme Hertzprung-Russel ci-contre donne la relation entre la température de surface (en degrés K) ou le type en abscisses, et la luminosité (magnitude) ou la masse en ordonnées. (voir schéma des masses)

Voir également le diagramme HR des étoiles voisines du soleil.

Classe spectrale des étoiles

Classe
Température °K
Caractéristiques spectrales
Exemples
O
28000-50000
Hélium ionisé, faibles lignes d'hydrogène Naos, Alnilam
B
10000-28000
Hélium neutre, lignes d'hydrogène plus fortes Rigel, Spica
A
7500-10000
Fortes lignes d'H, magnésium, calcium, fer Vega, Sirius
F
6000-7500
Plus faibles lignes d'H, métaux ionisés et neutres Canopus, Procyon
G
4900-6000
Fort calcium ionisé, H plus faible que classe F Soleil, Capella
K
3500-4900
Prédominance de lignes de métaux neutres Arcturus, Aldébaran
M
2000-3500
Fort en métaux et molécules neutres Bételgeuse, Antarès, naines brunes
L
1300-2000
Métaux alcalins neutres, hydrides Naines brunes, 2M1507
T
Inférieur à 1300
Absorption de méthane et sodium Naines brunes, Epsilon Indi Ba


L'étoile est placée sur la courbe de la séquence principale selon son type.
Après avoir transformé tout l'hydrogène en hélium pendant sa vie sur la séquence principale, l'étoile quitte la séquence principale et se déplace sur une ligne presque horizontale vers la droite. La température de surface diminue, mais la surface augmente de sorte que la luminosité totale est presque constante.
Pour les étoiles de type intermédiaire, il se produit une phase géante rouge pendant laquelle elle expulse de l'hydrogène et transforme l'hélium en carbone et oxygène puis les réactions nucléaires s'arrêtent faute de carburant. L'hélium résiduel est éjecté et produit une phase instable (type Mira Ceti) qui se termine par l'éjection d'une part importante de la matière qui va s'expanser sous forme d'une coquille ou d'un anneau. L'explosion finale émet une grande quantité de rayonnements qui vont alors exciter et illuminer les gaz précédemment expulsés pour former une nébuleuse planétaire.
Il reste un noyau stellaire extrêmement chaud et de forte radiation, une naine blanche.

Notre Soleil terminera sa vie de cette façon

Pour les géantes de type O, elles ont une vie très courte et explosent directement en supernova. Ce schéma ne prévoit pas de place pour leur résidu en étoile à neutrons ou trou noir puisque leur luminosité disparaît.
Quant aux naines brunes, elles ont une vie très longue et doivent finir en s'éteignant après quelques milliards d'années. Elles sont donc logiquement les plus nombreuses

En fin de vie les objets résiduels se différencient d'après leur masse résiduelle selon la loi de Shandrashekar, résumée dans le schéma ci-dessous:



Population de la Voie Lactée

Estimation du nombre d'étoiles dans la Voie Lactée, selon leur type:

Type spectral

Masse typique (Msun)

Brillance (Lsun)

Pourcentage du total

Nombre d'étoiles

O

32

50,000

0.00002

56,000

B

6

300

0.09

360,000,000

A

2

10

0.6

2,400,000,000

F

1.25

2

2.9

12,000,000,000

G

0.9

0.9

7.3

28,000,000,000

K

0.6

0.2

15.1

60,000,000,000

M-L-T

0.2

0.005

73.2

293,000,000,000

Etoiles voisines du soleil:

Voir le diagramme des étoiles voisines du soleil dans un rayon de 15 AL.

On classe aussi les étoiles en:

Population I, étoiles riches en métaux.
Population II, étoiles pauvres en métaux.
Population III, étoiles primitives de 100 Ms, constituées d'hydrogène. On n'en a pas détecté.

Naines brunes:

Leur masse est trop faible (< 0,08 Ms) pour amorcer les réactions. Elles sont à mi-chemin entre les étoiles et les planètes. Leur température de surface est inférieure à 2500°C. (800 à 2500°)
Elles n'ont été découvertes qu'à partir de 1995. Depuis on en a trouvé plusieurs douzaines et leur nombre croît rapidement grâce aux télescopes équipés de cellules infra rouge (Spitzer telescope).
Elles peuvent être comparées à la taille de Jupiter, mais beaucoup plus denses. Jupiter ne fait que refléter la lumière solaire, alors qu'elles émettent leur propre rayonnement. Elles possèdent aussi un très fort champ magnétique provoquant des éclairs de rayons X.
En vieillissant elles se refroidissent jusqu'à environ la température d'une planète.

Naines rouges:

Leur masse est comprise entre 0,08 et 0,8 Ms, ce qui permet d'amorcer les réactions, mais de faible température de surface (2500 à 5000°). Elles vivent très longtemps et constituent la majorité des étoiles dans la voie Lactée, environ les 75%, soit 300 milliards sur les 400 milliards estimés d'étoiles. (sans compter les naines brunes).
La plus proche est Proxima du Centaure (dans Alpha Centauri, étoile triple). Ce sont les étoiles classées M dans le diagramme HR
Ex: Lalande 21185 dans la Grande Ourse

Naines jaunes, cas du soleil:

Ce sont les étoiles moyennes de la classe du Soleil de température de l'ordre de 6000°. Ces étoiles sont classées G dans le diagramme HR

Le Soleil: Considéré comme une étoile naine semblable à beaucoup d'autres étoiles. Situé aux 2/3 du rayon galactique
Diamètre: près de 1.400.000 km La terre en est située à environ 150 millions de km ou 1 U.A.
Température: 5800°K, couleur blanc jaune. La température centrale est estimée à 15 Millions de °K.
Masse: 333000 fois celle de la terre. Densité centrale environ 150 fois celle de l'eau.
Son age de 4,5 milliards d'années le situe à peu près en milieu de vie.
On distingue différentes couches extérieures :
La photosphère jusqu'à 800 km où la température va en diminuant.
La chromosphère jusqu'à 1300 km où la température remonte.
La transition chromosphère couronne jusqu'à 10.000 km où la température monte très fortement jusqu'à 1 million de degrés.
La couronne et le vent solaire qui s'étendent dans tout l'environnement avec une température qui va en diminuant
Nota: il s'agit d'une température électronique dans une densité électronique très faible.

Le soleil tourne sur lui-même en 28 jours.
L'activité solaire suit un cycle de 11 ans

Les géantes rouges :

Stade final des naines jaunes avant de devenir des naines blanches. Le Soleil deviendra une géante rouge.

Arctiques et Alderman : respectivement 20 et 40 fois le diamètre du soleil.
Température: 4000°K, couleur jaune orange

Mira Ceti : Etoile variable, dont le diamètre varie. Au minimum, elle remplirait l'espace au-delà de la terre, au maximum, elle approcherait de Mars et aurait 150 fois le diamètre solaire.
Température 2000°K
Les étoiles de type Mira sont des étoiles en fin de vie, géantes rouges de la classe M, elles ont de longues périodes de pulsation de 80 à 1000 jours. Cette variation serait due à des nuages d'oxyde de titane qui se forment puis se décomposent en cycles successifs.On en compte actuellement quelques dizaines de milliers.

Les géantes bleues et super géantes rouges :

Les géantes bleues, étoiles très chaudes et de l'ordre de 10 Ms, vivent peu longtemps. Quand l'étoile a consommé son hydrogène elle devient une supergéante rouge qui finira sa vie en supernova et laissera un cadavre, étoile à neutrons ou trou noir.

Bételgeuse et Antarès : Antarès dépasserait l'orbite de Mars, et Bételgeuse 2 fois plus grosse s'étendrait près de l'orbite de Jupiter. Température 3500°K

Mu Cephei: Une des plus grosses étoiles connues, 1.000 fois le diamètre solaire, atteindrait l'orbite de Saturne. 1 million de fois plus lumineux que le soleil

Rigel Géante bleue. Température 20.000°K

Au centre de la Nébuleuse d'Orion, une étoile atteint 45.000°K.
Dans les nébuleuses planétaires, certaines étoiles peuvent atteindre entre 25.000 et 250.000°K.

A noter qu'on a découvert récemment 3 super géantes rouges dans le Sagittaire, Céphée et le Cygne (KY Cygni), dont le diamètre est 1500 fois le diamètre du soleil, et la température d'environ 3.450°K.
Ce ne sont pas les plus massives, mais les plus grosses étoiles connues.


Etoiles massives:

La masse des étoiles massives est difficile à évaluer. On ne peut mesurer la masse d'une étoile que dans un système binaire. On ne connaît pas la limite maximum, dans la Voie Lactée on connaît une paire de 2 étoiles chacune de 80 Ms (WR 20a). Très souvent, ce qu'on mesure c'est la composante d'un groupe de plusieurs étoiles.
On ne sait pas expliquer non plus comment se forment ces étoiles massives.
La vie de courte durée de ces étoiles évolue selon le scenario de Conti.
Une étoile massive passe sa vie d'adulte comme une étoile de type 0 en émettant un vent stellaire rapide (plusieurs centaines de milliers de Km/h) et de moyenne densité. Quand les réactions nucléaires commencent à diminuer, l'étoile évolue vers une supergéante rouge ou vers une variable bleue lumineuse (Eta carina qui explosa vers 1840), en fonction de sa masse initiale. Le vent stellaire augmente en densité mais se réduit énormément en vitesse(quelques KM/s). Puis l'étoile se transforme en Wolf Rayet, la perte de masse diminue, mais les vents s'accélèrent.
Tout au long de sa vie les vents éjectent de la matière et pèlent littéralement l'étoile. Les éléments lourds viennent progressivement à la surface, une étoile Wolf Rayet s'enrichit d'abord en azote (type WN) puis en carbone (type WC).
L'étoile explose après avoir consommé tout son fuel et qu'elle ne produit plus d'énergie pour supporter le poids des couches extérieures, le centre s'effondre et produit un choc qui projette les couches extérieures, c'est la supernova, mais ce phénomène reste mal connu.
Pour les étoiles les plus massives cette explosion peut aussi se terminer en sursaut gamma, phénomène cosmique le plus puissant connu, mais sans savoir ce qui détermine l'une ou l'autre de ces formes d'explosions.
Après la supernova, il reste 2 choses, des gaz chauds qui s'expansent et un objet compact, sous forme de trou noir ou d'étoile à neutrons. Il se peut aussi que l'explosion évacue toute la matière et qu'il ne reste rien.

On a observé récemment dans la nébuleuse de la Tarentule dans le Grand Nuage de Magellan à 160.000 AL une zone de formation d'étoiles très massives, entre 15 et 200 Ms ou plus en nombre plus élevé que considéré jusqu'à maintenant. En fin de vie ces étoiles explosent en supernova pour se terminer en étoiles à neutrons ou trous noirs qui pourraient donc être plus importants que nous le pensions. Elles libèrent également de grandes quantités d'éléments lourds.

Etoiles carbonées:

Généralement des étoiles géantes froides et variables. Elles sont entourées d'une coquille composée d'un nuage de carbone. Température entre 2000 et 3000°C. Elles ont une magnifique couleur rouge profond.
Certains pensent qu'elles pourraient comporter une couche extérieure de carbone cristallisé, ou autrement dit du Diamant

Principales étoiles carbonées:

Nom Constellation RA Dec mag
UU Aurigae SAO 59280
SAO 44317
SAO 12874
U Hydrae SAO 156110
W Orionis SAO 112406
SAO 128374
VY Ursa Major SAO 15274
Cocher
Chiens de Chasse
Girafe
Hydre
Orion
Poissons
Grande Ourse
6h36
12h45
3h42
10h38
5h06
23h46
10h45
+38°27
+44°25
+63°13
-13°23
+1°11
+3°29
+67°24
5,3
5,4
5
4,9
6,1
4,9
5,9



Etoiles Wolf Rayet (WR) (situées tout en haut à gauche du diagramme HR)

Etoiles massives et lumineuses, avec de violents vents stellaires. On en a identifié seulement 227. De masse typique 20 à 30 fois le soleil, elles représentent le dernier stage de l’évolution des étoiles massives de type O, elles finiront leur vie en supernova (type 1b), bien qu'on n'en ait jamais vu.
Longtemps avant d’exploser elles laissent leur empreinte sur le milieu stellaire. Leur température de surface de 50.000° et plus, et leur luminosité, 100.000 fois celle du soleil éjecte des vents à 2500 Km/sec. Elles évacuent les 2/3 de la masse d’origine, au rythme de 10 - 5 Ms par an, ainsi qu’une énergie cinétique équivalente à celle de l’explosion qui va suivre. Il se forme ainsi une bulle de matière et de gaz ionisés formant parfois de très beaux ensembles
En fin de vie il n’y a plus d’hydrogène qui a été éliminé rapidement. Elles explosent en supernova émettant un puissant éclair de rayons gamma. Il va rester un noyau riche en hélium, carbone et autres éléments lourds qui vont aussi être éjectés pour enrichir l’espace.
Elles sont divisées en 2 classes en fonction de leur spectre. la classe Wn à forte ligne d'émission azote, et WC à forte ligne d'émission carbone, qui sont peut-être 2 stades d'évolution
Voir NGC 6888, la nébuleuse du Croissant dans le Cygne, et le Casque de Thor (NGC 2359) dans le Grand Chien, toutes deux du type WN. Et aussi NGC 6357 dans le Scorpion du type WC

Etoiles Doubles ou multiples: (voir liste)

Beaucoup d'étoiles sont des étoiles doubles physiquement liées, ou étoiles binaires. La plus brillante est la "primaire", l'autre la "secondaire". On les estime à plus de 30%, dont 10% sont multiples. Ces étoiles se sont formées en même temps. Elles sont très importantes car elles permettent de mesurer leurs dimensions, leurs masses, leur écartement par l'application des lois de Kepler. Il existe de nombreuses étoiles triples ou même sextuples.
On a pu observer récemment un système de 3 étoiles en formation

Il ne faut pas confondre avec des étoiles dont la ligne de visée est très proche, mais qui peuvent se trouver très éloignées l'une de l'autre, elles paraissent doubles par effet d'optique.

Etoiles variables

Elles sont de plusieurs types. Le General Catalogue of Variable Stars comporte 40000 étoiles variables.

Céphéides (Variables pulsantes à période régulière)
Etoiles variables à courte période servant à mesurer la distance des étoiles.
Elles sont animées de pulsations périodiques de 1 à 50 jours et de variation de luminosité de 0,5 à 2 magnitudes. Leur spectre change aussi. On a constaté sur les céphéides proches que la luminosité absolue moyenne est fonction de la période P en jours. Le rapport entre la magnitude absolue moyenne M et la magnitude apparente moyenne m, mesurée en lumière jaune, permet donc de déduire leur distance. On a ainsi pu déterminer la distance d (en parsecs) de galaxies proches en observant leurs céphéides.
Sous forme mathématique :

Log d = 0,2 (m – M + 5) et M = -2,9 log P – 1,2

On trouve que Delta Cephei est à 815 AL par cette méthode.

C'est en 1923 que Hubble remarquant une céphéide dans la nébuleuse d'Andromède, et calculant sa distance qu'il constata qu'elle ne pouvait pas se trouver dans la Voie Lactée, et que par conséquent la nébuleuse était une autre galaxie.

RR Lyrae: étoiles variables à plus courte période , de quelques fractions de jours à quelques jours. Ce sont des étoiles très anciennes abondantes dans les amas globulaires. elles ont toutes la même luminosité moyenne, on peut donc déterminer leur distance par la mesure de leur luminosité apparente.

Variables de rotation:
la variation est due à une luminosité différente sur une partie de sa surface.

Variables éruptives irrégulières:
On va trouver dans cette catégorie les étoiles T Tauri, qui sont des étoiles jeunes, souvent en groupe, de masse 1 à 2 Ms, sièges d'explosion éruptives espacées de quelques jours. Rapidement ces étoiles rejoignent la séquence principale. Le soleil est probablement passé par ce stade;

Variables à éclipses: La variation est due à l'éclipse par un compagnon.

Novæ ou Variables éruptives:
Ce phénomène est dû à des étoiles binaires très proche. La plus massive, en général une naine blanche, arrache de la matière à son compagnon et forme un disque d'accrétion. Cela provoque des réactions cataclysmiques se traduisant par des variations importantes de luminosité. Ce phénomène appelé Nova peut se reproduire de temps en temps.

Etoiles hypervéloces :

On a découvert récemment des étoiles dans la Voie Lactée qui se déplacent à des vitesses plusieurs fois supérieures à celles des autres étoiles, soit 2 à 3 millions de km/h. Elles sont éjectées de notre galaxie en une centaine de millions d'années. Elles seraient propulsées par rotation autour d'un trou noir, comme une fronde, mais aussi par des explosions de supernovae. Il s'agit d'étoiles de masse 2 à 4 Ms. Elles semblent en majorité issues du centre de notre galaxie.

Fin de vie des étoiles

L'évolution des étoiles dépend essentiellement de leur masse, comme indiqué précédemment avec le diagramme HR.
La forme résiduelle dépend aussi de sa masse, voir diagramme de Shandrashekar.
Hubble a réussi àphotographier une étoile en cours d'explosion (Calabash Nebula).C'est une géante rouge se transformant en nébuleuse planétaire.

Les naines blanches:

C'est le résidu de l'explosion des géantes rouges. Elles peuvent avoir une couleur blanc, bleu ou même orange. Elles n'ont plus d'activité interne, elles vont donc se refroidir lentement en une dizaine de Md d'AL pour devenir une naine noire.
Le refroidissement se fait selon une loi connue, on peut donc connaître l'age d'une naine blanche en fonction de sa luminosité résiduelle.
Sirius B: petit compagnon de Sirius, 10.000 fois plus faible a la dimension de la terre. Température: 10.000°K.
Les naines blanches peuvent générer des Novae.

Nova:

Quand une géante rouge se trouve à proximité d'une naine blanche, par sa forte gravité la naine blanche attire de la matière de la géante rouge. Cet hydrogène s'accumule à la surface de la naine blanche, puis entre en réaction de fusion nucléaire provoquant un violent éclair de courte durée. Ce phénomène peut se reproduire à intervalles plus ou moins réguliers. Lorsque la masse de la naine blanche augmente beaucoup et dépasse la limite de Shandrashekar (1,44 Ms), la nova peut alors se transformer en supernova et finir en étoile à neutrons.
Il semble actuellement que la majorité de l'énergie ne provient pas uniquement de l'étoile à neutrons mais des ondes de choc.

Supernova (voir cycle)

On distingue 2 types: Type 1 qui ne contient pas d'hydrogène et Type 2 qui contient de l'hydrogène.

Type 1: Se subdivise en Type 1a probablement causée par une naine blanche qui arrache de la matière à un voisin et franchit ainsi la masse limite de 1,44 Ms, s'effondre en étoile à neutrons et provoque une onde de choc.
En 1066 une telle supernova se produisit dans la constellation du Loup (Lupus), elle atteignit la magnitude -7,5 soit 15 fois plus brillant que Venus, on pouvait la voir en plein jour, elle resta visible la nuit pendant plus de 2 ans. Il ne reste aujourd'hui que quelques légers filaments
On a observé récemment des supernovae dans des galaxies lointaines dont la luminosité atteint 50 à 100 milliards de soleils, soit 10 à 20 fois plus que la moyenne et 100 fois plus qu'un type II.

Les supernova de Type 1b sont le résultat d'effondrement d'étoiles de Wolf-Rayet. Voir ci-dessus

Type 2: C'est la phase finale d'une étoile de plus de 10 Ms, lorsque le cœur n'a plus assez d'hydrogène à consommer, la pression diminue et la gravité provoque l'effondrement des couches extérieures. Quand le cœur atteint la masse critique de 1,4 Ms, il s'effondre en quelques secondes en étoile à neutrons. Les couches externes rebondissent à une fraction de la vitesse de la lumière provoquant une onde de choc qui évacue 99% de l'énergie de la supernova, en enrichissant l'univers d'éléments lourds (fer et éléments plus lourds). La brillance est telle qu'elle peut illuminer le ciel et être visible en plein jour pendant plusieurs jours.
La matière expulsée se refroidit et constitue une magnifique nébuleuse.
En mai 1987 eu lieu une supernova de type II dans le Grand Nuage de Magellan, elle fut étudiée de très près et permit de comprendre un peu mieux ce phénomène


1054 - la formation de la Nébuleuse du Crabe, observée par des astronomes chinois. Elle est restée visible 23 jours pendant la journée, et 21 mois pendant la nuit. Elle abrite un pulsar en son centre.
1572 - Supernova dans Cassiopée, observée par Tycho Brahé, dont le livre De Nova Stella sur le sujet nous donna le mot « nova »
1604 - Supernova (étoile de Kepler) dans Ophiuchus, observée par Johannes Kepler ; dernière supernova à avoir été observée dans la Voie lactée.
1660 - Cassiopeia A, supernova non observée en son temps
1987 - Supernova 1987A observée durant les heures de son commencement (Gd Nuage de Magellan)
Supernova 1995-11 d'age env 15.000 ans
Supernova 2002fk dans NGC 1309

Hypernova:

Phénomène théorique d'une puissance 100 fois celle d'une supernova, où l'étoile s'effondre directement en un trou noir émettant des rayons gamma qui pourrait expliquer les sursauts gamma (Gamma Ray Burst). On suspecte 2 restes d'hypernovae dans M 101.
On a trouvé un reste d'hypernova W49 B dans l'Aigle, qui a dû se produire dans notre Galaxie il y a quelques milliers d'années, c'est d'ailleurs le seul qu'on y a constaté. Il est à 35000 AL alors que les autres se trouvent à plusieurs millions ou milliards d'AL.

Les étoiles à neutrons: (Schéma)

Résidus d'explosion d'étoiles géantes et supergéantes, ce sont des étoiles composées de neutrons serrés et donc très denses, le noyau pourrait être une soupe de quarks dont la température pourrait atteindre plusieurs milliards de degrés au moment de leur formation. Après plusieurs millions d'années, leur température extérieure est encore de plusieurs centaines de milliers de degrés et elles rayonnent donc principalement entre l'ultraviolet et les rayons X.
Elles possèdent aussi un énorme champ magnétique dont la rotation rapide agit comme un générateur et produit un rayonnement dans une très large gamme de longueurs d'ondes.
Leur diamètre ne dépasse pas 30 Km, elles tournent donc très vite pour conserver leur moment de rotation. Elles vont se refroidir très lentement.

Toute étoile contenant une masse de plus de 8 à 10 fois la masse du soleil finira probablement sa vie en supernova, en explosant et en expulsant sa couche extérieure. Si l'étoile restante contient au moins 1,44 fois la masse du soleil, elle finira comme une étoile à neutrons, avec un rayon de la dimension d'une grande ville. Si elle contient une masse supérieure à 3 fois la masse du soleil, la gravité écrasera l'étoile résiduelle en un trou noir.

Ni une étoile à neutrons, ni un trou noir n'émettent beaucoup d'énergie. Par contre si elle a un compagnon, la forte gravité aspire la matière de ce compagnon qui forme un disque d'accrétion autour de l'étoile à neutrons ou du trou noir, la chaleur engendrée par les frottements dans ce disque peut atteindre une température de plusieurs millions de degrés, il s'ensuit une émission de rayons X que l'on peut détecter. On en compte environ 80 exemples dans notre galaxie.

Pulsars

Ce sont des étoiles à neutrons en rotation rapide, et pour lesquelles l'axe du champ magnétique intense, non aligné avec l'axe de rotation de l'étoile, est orienté à chaque tour vers la terre et émet une courte impulsion de rayonnement. Leur période de rotation varie de 30 secondes à 1/100 de s.
On a découvert en 2017 dans la Voie Lactée 2 pulsars plus rapides, l'un à plus de 700rotation/sec et l'autre à 412
Il existe aussi des pulsars millisecondes. C'est la seule façon de prouver l'existence des étoiles à neutrons.
Dans la nébuleuse du Crabe réside une étoile qui produit 30 éclairs de radiations par seconde, c'est une très petite étoile en rotation rapide (pulsar) qui agit comme un phare.
On a cependant découvert un système binaire constitué d'une naine rouge et d'une naine blanche (AR Sco), cette dernière en rotation (environ 1 sec) possède un champ magnétique très important, à chaque révolution elle excite la naine rouge qui émet un flux lumineux

Magnétars (Schéma)

Ce sont des étoiles à neutrons dont le champ magnétique est au moins 1000 fois supérieur à la normale, le champ magnétique peut atteindre un million de milliards de Gauss, le champ terrestre est de 0,6 Gauss. Ils sont en rotation très rapide, mais le champ magnétique agissant avec un effet dynamo ralentit la rotation de l'étoile. Ce champ crée aussi des contraintes énormes dans l'étoile et peut provoquer une éruption dégageant en 0,2 seconde une énergie égale à celle diffusée par le soleil en 250000 ans. On pense qu'ils sont issus d'étoiles contenant 30 à 50 masses solaires, donc de vie très courte. On va donc les trouver dans les amas stellaires jeunes. Leur découverte est tès récente.

Les étoiles à neutrons se manifestent par des sursauts X, par des pulsars ou par des magnétars

Trous noirs

L'étoile à neutrons se transforme en trou noir si sa masse est supérieure à 3 Ms. L'attraction est si intense que rien ne peut s'en échapper, pas même la lumière, on ne peut donc pas les voir.
La ligne d'horizon est la limite au delà de laquelle rien ne s'échappe, son rayon est appelé le rayon de Schwarzschild. Cette ligne ne correspond pas à la surface du trou noir qui peut être imaginé plutôt comme un puits sans fond. Cela se présente comme une ombre au milieu d'une zone lumineuse, contrairement à une étoile à neutrons qui présente un centre lumineux. (voir comparaison). Donc si un objet présente une ligne d'horizon, c'est un trou noir.
La forte attraction attire toute la matière environnante, en particulier si une étoile passe à proximité la matière ainsi attirée à des vitesses considérables émet des rayonnements que l'on peut détecter. (image)
Lorsque la masse du trou noir atteint des valeurs de l'ordre de 100 Ms on parle de trou noir massif, ou de trous noirs supermassifs de plusieurs millions de Ms que l'on peut trouver au centre de galaxies, ou des quasars.
Jusqu'à ce jour on ne connait que des trous noirs de moins de 100 Ms ou de plus de 10000 Ms

Notre galaxie comporte un trou noir central Sagittarius A d'environ 3 millions de Ms. On a pu le détecter et l'estimer grace aux étoiles qui l'orbitent, en particulier l'étoile SO2 qui s'en approche à 50 UA et dont on suit le parcours depuis plus de 15 ans.

Le premier trou noir Cygnus X1 a été détecté en 1971. Voir aussi trous noirs centraux dans les galaxies.

Sursauts Gamma (GRB, Gamma Ray Burst):

Ce sont des phénomènes extrêmement lumineux qui émettent des rayons gamma très puissants. On distingue 2 types de sursauts gamma:
les GRB à courte durée de quelques fractions de secondes provoqués par la fusion de 2 étoiles à neutrons (voir animation), ou par l'absorbtion d'une étoile par un trou noir. Ils sont distants de quelques milliards d'AL
Les GRB à vie plus longue de quelques secondes à quelques dizaines de seconde proviennent de l'explosion d'étoiles massives dont on ne sait pas grand chose et situées aux confins de l'univers soit moins de un ou deux milliards d'années après le Big Bang, plus lointains que les quasars. Ce sont des phénomènes beaucoup plus puissants que les GRB à courte durée et semblables aux hypernova. Nous ne percevons ces GRB que si les deux jets de matière provoqués par l'explosion sont dirigés vers nous. Ils laissent ensuite une bulle luisant dans l'infra rouge en raison du redshift important. ( animation GRB) Voir aussi Hypernova ci-dessus.

Fast Radio Burst (FRB):

Phénomènes semblables aux sursauts gamma, mais dont la durée est de quelques millisecondes pendant laquelle l'énergie développée peut être supérieure à celle du soleil pendant une journée. Ce sont parmis les plus intenses sources radios observées dans des directions quelconques du ciel. Leur origine est extragalactique mais on ne connait pas la raison de ce phénomène. On en connait un FRB 121102 qui se répète à intervales irréguliers, et qui provient d'une galaxie naine située à 3 milliards d'AL.

Quasars:
voir dans le chapitre Galaxies

Ondes Gravitationnelles:
Les ondes gravitationnelles sont des vagues de déformation de l'espace temps. Lors de leur passage elles déforment légèrement l'espace et modifient les distances entre les objets, comme un bateau qui provoque des vagues sur un lac. La détection du passage de ces ondes consiste donc à mesurer la distance entre 2 objets à l'aide de systèmes lasers. La difficulté réside dans le fait que ces déformations sont extrêmement faibles et difficiles à mesurer
Ces ondes sont provoquées par des phénomènes extrêmement énergétiques parmi lesquels on a en priorité les objets les plus massifs et les plus rapides. Par exemple 2 corps très massifs en interaction, fusion de galaxiesz, fusion de trous noirs ou d'étoiles à neutrons, ou même d'étoiles très massives, on pense aussi aux supernova

Quelques records:

Etoiles les plus massives:
- Etoile Pistolet, nommée en raison de la forme de la nébuleuse qui l'entoure, située à 25000 AL vers le centre de la galaxie, sa masse est de 150 à 200 Ms. Elle émet autant d'énergie en 6 secondes que notre soleil en un an.

- LBV 1806-20, située à 45000 AL, sa température de surface est de 12300°K, et sa masse de 150 à 200 Ms, elle mesure 500 fois le diamètre du soleil, et sa luminosité atteint 5 millions de fois celle du soleil.

Etoile la plus distante:
- SN 1997 ff, distante de 11,3 +/- 0,2 Milliards d'AL, bien que 2 millions de fois plus brillante que le soleil, on ne peut la voir que de temps en temps à la magnitude 24.

Supernova observée la plus proche:
- SN 1987A, située à 170.000 AL. Luminosité atteinte 250 millions de fois celle du soleil, issue de l'étoile Sanduleak, une supergéante bleue. Découverte le 23 février 1987.

Etoile la plus enrichie chimiquement:
- R23 dans l'amas ouvert NGC 6791, distante de 14000AL, elle contient 4 fois plus de métal que le soleil. Masse 1,2 MS , température 4600°K.

Etoile la moins enrichie chimiquement:
- HE 1327-2326, distante de 4700 AL,elle ne contient que 1/250.000 du métal dans le soleil. Dimension semblable au soleil et température de 6200°K.

Naine blanche la plus froide:
- SDSS J1403, distante de 145 AL, température de moins de 4300°K, masse 0,6Ms. Son rayon est de 1/100 de celui du soleil, luminosité 0,00002 fois celle du soleil.

Naine blanche la plus chaude:
- Etoile centrale de NGC2440 distante de 7100 AL, sa température atteint 211.000 °K, masse 0,6 Ms et rayon 0,028 de celui du soleil, luminosité 1100 fois celle du soleil.