Etoiles particulières

Naines blanches

On connaît plusieurs centaines d’étoiles de faible luminosité, blanches ou bleues, dont le spectre diffère beaucoup de celui des étoiles de la séquence principale. On n’y trouve généralement que des raies de l’hydrogène et non les raies métalliques. On connaît la parallaxe trigonométrique de 26 d’entre elles, ce qui a permis de les placer dans le diagramme HR. On en déduit que leur luminosité est 100 à 100 000 fois inférieure à celle du Soleil, et que leur diamètre est voisin de celui de la Terre. Dans trois cas seulement, dans lesquels l’étoile est double, la masse a été déterminée; elle est voisine de celle du Soleil, ce qui conduit à des densités considérables, 108 à 1012 kg m-3.

Ces caractéristiques sont expliquées en supposant que la matière des étoiles est à l’état "dégénéré", gaz compact d’électrons et de noyaux d’atomes serrés les uns contre les autres. Ce gaz peut alors avoir des densités considérables, et possède des propriétés spéciales, en particulier une conductivité thermique extrêmement élevée; l’étoile est donc pratiquement isotherme. Il en résulte une absence de courants de convection, et un triage des éléments par la seule gravitation. On explique ainsi qu’à la surface de ces étoiles se trouve une couche d’hydrogène pratiquement pur, et donc que les raies métalliques soient absentes du spectre.

On pense actuellement que les naines blanches constituent le stade ultime de l’évolution des étoiles de la séquence principale.

Étoiles à enveloppes

Un des exemples le mieux connu est l’étoile P Cygni, novae ayant explosé en l’an 1600 et qui, après de nombreuses variations, se stabilisa vers 1677. Son spectre est celui d’une étoile A à raies d’émission. Ces raies sont normales, mais il existe également des raies d’absorption déplacées vers le violet. On en déduit que la matière absorbante se trouve dans une enveloppe en expansion, et on estime que l’étoile perd ainsi une masse de matière de l’ordre de 10-5 Mo par an.

On connaît d’autre part, sous le nom d’étoiles Wolf-Rayet, une centaine d’autres étoiles, dont le spectre présente des raies d’émission très larges et très intenses. Ce sont généralement des composantes d’étoiles doubles et elles sont entourées d’enveloppes en expansion.

Les nébuleuses planétairessont formées d’étoiles très chaudes entourées d’une enveloppe gazeuse très visible, plus ou moins régulière. On connaît 1  500 de ces objets, principalement concentrés vers le centre galactique. Le spectre de l’enveloppe comprend un continuum et un spectre de raies parmi lesquelles dominent celles de l’hydrogène et de nombreuses raies interdites comme [O II], [O III], [Ne III], [S II], etc. Les dimensions des nébuleuses planétaires diffèrent suivant la longueur d’onde.

Étoiles magnétiques

En observant l’effet Zeeman sur des raies spectrales fines, il est possible d’étudier le champ magnétique des étoiles. Les méthodes actuelles permettent la détection de champs supérieurs à 500 gauss. Dans certaines étoiles, le champ peut atteindre plusieurs dizaines de milliers de gauss.

Le champ observé est souvent très variable, avec renversement des polarités, les variations étant régulières ou non. Dans le cas des étoiles Ap, on a détecté simultanément des variations dans le spectre, ainsi que des anomalies d’abondance, alors que l’éclat total reste constant.

L’intensité du champ magnétique déterminé pour une étoile n’a pas la même valeur suivant la raie utilisée; cela prouve que les raies des divers éléments ne proviennent pas de la même région de l’étoile.

Document Astro5000