Etoiles Introduction

La majorité des astres visibles dans le ciel sont des étoiles. Elles sont souvent groupées en associations et amas de quelques centaines de milliers d’étoiles, ceux-ci se groupant à leur tour en unités beaucoup plus grandes, les galaxies. Une galaxie typique contient de 10 à 100 milliards d’étoiles, et l’on dénombre des millions de galaxies sur les images acquises par les grands télescopes modernes.

William Herschel (1738-1822) peut être considéré comme l’initiateur de l’astronomie stellaire. Après avoir montré que la Voie lactée correspondait en réalité à une accumulation d’étoiles en forme de disque aplati, il découvrit que plusieurs paires d’étoiles étaient des paires physiquement liées (étoiles doubles), ce qui permettait d’en déterminer les masses relatives. On lui doit aussi les premières mesures de photométrie stellaire.

Encore plus importante est la découverte – par Joseph Fraunhofer (1787-1826) – du spectre des étoiles, dont l’étude est le fondement même de l’astrophysique. La comparaison des spectres de différentes étoiles conduisit à une classification en un certain nombre de types spectraux, dont l’importance se révéla rapidement. L’interprétation théorique de ces spectres, rendue possible grâce aux progrès de la physique à la fin du XIXe siècle, permit de déterminer la température et la composition chimique des étoiles et d’aborder l’étude des atmosphères stellaires.

Au XXe siècle, la découverte des réactions nucléaires permettait à l’astrophysique stellaire de progresser considérablement; elle mettait en évidence l’origine de l’énergie rayonnée, ce qui fournissait le moyen d’étudier l’intérieur des étoiles: c’est dans les réactions de fusions thermonucléaires, qui se produisent au centre des étoiles, où la température et la pression sont considérables, que ces astres puisent leur énergie. Une conclusion s’imposa alors: la source de cette énergie n’est pas éternelle; donc les étoiles évoluent, et les différents types spectraux correspondent à différents états d’évolution.

Vers 1930, les astronomes montrèrent que les étoiles naissent et évoluent; ce résultat est maintenant bien acquis, mais les processus par lesquels se font cette naissance et cette évolution ne sont pas encore entièrement élucidés. On peut considérer que ce sont là les deux problèmes fondamentaux de l’astrophysique stellaire.

Les étoiles diffèrent par leur éclat, ce qui est partiellement dû à leur distance, mais aussi par leur couleur.

La classification de Harvard, établie à l’aide d’observations au prisme-objectif, porte sur environ 300 000 étoiles et a été établie au début du XXe siècle. Elle repose sur l’aspect des raies, en particulier sur la présence ou l’absence de certaines raies et sur leur intensité relative.

La distance d’une étoile est exprimée généralement par sa parallaxe, c’est-à-dire par la valeur de l’angle sous lequel le rayon de l’orbite terrestre est vu de l’étoile. La manière la plus directe de mesurer cette distance est la méthode de la parallaxe trigonométrique. Par rapport aux étoiles et astres très lointains, que l’on peut considérer comme fixes sur la sphère céleste, les étoiles proches seront vues à des positions différentes suivant la position de la Terre sur son orbite. Ces déplacements apparents sont très petits, de l’ordre de quelques secondes d’arc au maximum, et cela explique que c’est seulement au XIXe siècle, grâce à la méthode photographique mise au point par Schlesinger, que l’on a pu réellement mesurer les distances stellaires. Le satellite d’astrométrie spatiale Hipparcos, lancé en 1989, a entraîné une amélioration considérable de la précision des mesures.

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