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<!-- [[catégorie:Physique stellaire]] [[Catégorie:Étoile]] -->

La '''physique stellaire''' est la [[science]] de l'étude du fonctionnement et de la formation des [[étoile]]s. Elle fait intervenir des connaissances issues de la [[physique nucléaire]], [[thermodynamique]], [[magnétohydrodynamique]], [[physique des plasmas]], physique du [[rayonnement]] et [[sismologie]]. 

À l'heure actuelle, la seule étoile pour laquelle nous disposons de suffisamment de données expérimentales est le [[Soleil]]. 
{{Palette Étoile}}
== Historique ==

=== Antiquité ===
[[Image:Discobolus_icon.png|40px|left]]Au [[Ve siècle av. J.-C.|V{{e}} siècle av. J.-C.]] [[Anaxagore]] définit les étoiles comme étant des roches en fusion éloignées.

=== Du siècle des lumières à l'ère industrielles ===

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==={{XVIIIe siècle}}===
[[Emmanuel Kant]] définit les étoiles comme étant de gigantesques boules de feu brûlant de gaz légers. Dans ce cas, les combustibles chimiques ne seraient capables de fournir l’énergie du soleil que pendant quelques millénaires au plus.

cette information me paraît douteuse même si c'est moi (Anarchimede) qui l'ai mise. Selon mon humble avis Kant ne s'est jamais adonné à la physique.

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''A cette époque de nombreuses sciences et techniques nouvelles apparaissent. Ainsi l'avènement de certaines sciences, telles que la '''[[thermodynamique]]''' et la '''[[spectroscopie]]''' vont ouvrir de nouveaux horizons sur la compréhension des étoiles.''

==== Thermodynamique ====
La [[thermodynamique]], science des des machines à vapeur, étudie les échanges thermiques et l'énergie dépensée par un moteur. Grâce aux modèles de la thermodynamique on peut ainsi avoir une meilleure idée de la durée de vie d'une étoile en fonction de la puissance qu'elle rayonne.

Ainsi en [[1854]], le physicien allemand [[Hermann von Helmholtz]] soutient que le soleil tire son énergie de sa contraction gravitationnelle, à l’instar d’une usine hydroélectrique alimentée par l’énergie d’une chute d’eau. Dans ce cas, une contraction d’une centaine de mètres par an pourrait permettre au soleil de briller pendant 30 millions d’années.


==== Spectroscopie ====
En [[1804]],le physicien allemand [[Joseph von Fraunhofer]] invente le [[spectroscopie|spectroscope]]. Et à la fin du {{s|XIX|e}} la spectroscopie permet l’étude systématique des étoiles grâce à l’analyse de la lumière émise par leur surface. Mais la spectroscopie commence à porter ses fruits au début du {{s|XX|e}}. En [[1912]], [[Ejnar Hertzsprung]] et [[Henry Norris Russell]] classent les étoiles en fonction de leur température et de leur luminosité. Hélas à l’époque les connaissances ne sont pas suffisantes pour interpréter ce [[Diagramme de Hertzsprung-Russell|diagramme]].

=== Le {{s|XX|e}} : vers la physique moderne ===

Le {{s|XX|e}} devient le phare de la physique stellaire. La découverte de la radioactivité ouvre alors une voie vers la [[physique des particules]] qui conduit vers la [[physique nucléaire]]. La théorie de la [[relativité]] et la [[mécanique quantique]] permettent enfin d'expliquer les phénomènes physiques qui régissent l'[[évolution des étoiles]].  Dans la deuxième moitée du {{s|XX|e}}, c'est l'essor de l'[[informatique]] qui va permettre une avancé significative dans les calculs scientifiques.

==== Radioactivité ====
En [[1896]], [[Henri Becquerel]] découvrit la [[radioactivité]] par accident, alors qu'il faisait des recherches sur la [[fluorescence]] des sels d'[[uranium]]. En 1903 cette découverte est confirmée par les [[Curie]]. 

==== Relativité ====
Le développement de la théorie de la [[relativité restreinte]], par [[Albert Einstein]], débouche sur l’équivalence entre [[masse]] et [[énergie]] (E=mc²). Cela permet d’envisager des sources d’énergie plus efficaces tel que la fusion nucléaire.


==== Physique nucléaire ====
La datation des roches terrestres au moyen de leur [[radioactivité]] permet d’évaluer l’âge de la Terre à plusieurs milliards d’années. L’énergie dégagée par la contraction gravitationnelle ne peut donc en aucun cas permettre au soleil de briller sur une aussi longue échelle de temps.

[[Jean Baptiste Perrin]] et [[Arthur Eddington]] émettent l’idée en [[1919]] que l’énergie du soleil provient des [[nucléosynthèse stellaire|réactions nucléaires]] entre noyaux d’hydrogène.


==== Mécanique quantique ====
Vers la fin des années [[1920]] la [[mécanique quantique]] permet d’expliquer la nature des [[naines blanches]]. 

Pendant les années [[1930]], [[Subrahmanyan Chandrasekhar]] démontre qu’une naine blanche ne peut avoir une masse supérieure à 1,4 masse solaire (masse [[limite de Chandrasekhar]]). À la même époque, la découverte du [[neutron]] conduit les physiciens à imaginer le concept d’[[étoile à neutrons]] (astre de milliers de fois plus dense et plus compactes qu’une naine blanche). Presque aussitôt, [[Fritz Zwicky]] émet l’idée que les étoiles à neutrons sont les résidus d’explosions de [[supernova]], apparitions saisissantes observées depuis l’antiquité.

Cette intuition de Zwicky n’a été confirmée que quarante ans plus tard par la découverte en 1967 des [[pulsar]]s (étoiles à neutrons en rotation rapide).


<!--magnétisme hydrodynamique sismologie -->

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En[[1804]],le physicien allemand [[Joseph von Fraunhofer]] invente le [[spectroscopie|spectroscope]].

===[[1854]]===
Le physicien allemand [[Hermann von Helmholtz]] soutient que le soleil tire son énergie de sa contraction gravitationnelle, à l’instar d’une usine hydroélectrique alimentée par l’énergie d’une chute d’eau. Dans ce cas, une contraction d’une centaine de mètres par an pourrait permettre au soleil de briller pendant 30 millions d’années. Dans la (2{{e}} moitié){{XIXe siècle}} Helmholtz, aidé par [[William Thomson|Kelvin]], [[Lane]] et [[Ritter]], vont développer les premiers modèles de structure d'étoiles en les assimilant à des sphères gazeuses en [[Autorégulation du Soleil|équilibre hydrostatique]].

==={{XIXe siècle}} (2{{e}} moitié)===
Développement des premiers modèles de la structure des étoiles (assimilées à des sphères gazeuses en équilibre hydrostatique) par Helmholtz, [[William Thomson|Kelvin]], [[Lane]] et [[Ritter]].

===Fin du {{XIXe siècle}}===
Avènement de la spectroscopie qui permet l’étude systématique des étoiles grâce à l’analyse de la lumière émise par leur surface.



===[[1905]]===
Développement de la théorie de la [[relativité restreinte]] par [[Albert Einstein]], qui débouche sur l’équivalence entre [[masse]] et [[énergie]] (E=mc²). Cela permet d’envisager des sources d’énergie plus efficaces tel que la fusion nucléaire.

===[[1912]]===
[[Ejnar Hertzsprung]] et [[Henry Norris Russell]] classent les étoiles en fonction de leur température et de leur luminosité. À l’époque les connaissances ne sont pas suffisantes pour interpréter ce diagramme.

La datation des roches terrestres au moyen de leur [[radioactivité]] permet d’évaluer l’âge de la Terre à plusieurs milliards d’années. L’énergie dégagée par la contraction gravitationnelle ne peut donc en aucun cas permettre au soleil de briller sur une aussi longue échelle de temps.

===[[1919]]===
[[Jean Baptiste Perrin]] et [[Arthur Eddington]] émettent l’idée que l’énergie du soleil provient des [[nucléosynthèse stellaire|réactions nucléaires]] entre noyaux d’hydrogène.

===Fin des années [[1920]]===
La mécanique quantique permet d’expliquer la nature des naines blanches.

===Début des années [[1930]]===
[[Subrahmanyan Chandrasekhar]] démontre qu’une naine blanche ne peut avoir une masse supérieure à 1,4 masse solaire (masse [[limite de Chandrasekhar]]).

À la même époque, la découverte du [[neutron]] conduit les physiciens à imaginer le concept d’[[étoile à neutrons]] (astre de milliers de fois plus dense et plus compactes qu’une naine blanche).

Presque aussitôt, [[Fritz Zwicky]] émet l’idée que les étoiles à neutrons sont les résidus d’explosions de [[supernova]], apparitions saisissantes observées depuis l’antiquité.

Cette intuition de Zwicky n’a été confirmée que quarante ans plus tard par la découverte en 1967 des [[pulsar]]s (étoiles à neutrons en rotation rapide).

===[[1937]]===
Découverte des chaînes de réactions nucléaires au cœur des étoiles.

L’idée capitale qui en ressort est l’existence d’un lien [[évolution des étoiles|évolutif]] entre les différentes étoiles du [[diagramme de Hertzsprung-Russell]].

Les réactions nucléaires modifient progressivement la composition chimique, mais aussi la structure et l’aspect extérieur des étoiles.

===[[1957]]===

Article de G. Burbidge, M. Burbidge, W.Fowler et F. Hoyle sur la [[nucléosynthèse stellaire]]. Cet article a été le premier à poser les bases théoriques de la formation des éléments dans les étoiles.

Une preuve éclatante de la justesse de cet article est venue la même année avec la découverte dans le spectre d'une étoile du [[Technétium]], élément dont tous les isotopes sont [[radioactifs]] et ont des période de [[demi-vie]] de l'ordre du million d'année, impliquant leur synthèse au coeur même de l'étoile.

===Années [[1960]]===
L’apparition des premiers ordinateurs conduit à la construction de modèles plus exacts de l’[[évolution des étoiles|évolution stellaire]]. Ces méthodes, sont pour l’essentiel, encore utilisées aujourd’hui.

===[[1987]]===
L’observation d’une [[supernova]], dans le [[Grand Nuage de Magellan]], à l’aide de toutes les techniques actuelles, permet d’améliorer les théories sur la [[naissance des étoiles|vie]] et la mort des étoiles.
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== Voir aussi ==
* [[étoile]]
* [[Type spectral]]
* [[Naissance des étoiles]]
* [[évolution des étoiles]]
* [[Limite de Chandrasekhar]]
{{portail|astronomie}}