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.

Les étoiles doubles

Une forte proportion d’étoiles (probablement plus de 30%) ne sont pas formées d’un seul astre, comme le Soleil, mais de plusieurs, reliés physiquement, c’est-à-dire gravitant les uns autour des autres.

Le principal intérêt de l’étude des étoiles doubles est la détermination des masses stellaires.

Les étoiles doubles visuelles ont été étudiées depuis le début du XIXe siècle, et, en 1827, W. Struve, examinant 120000 étoiles, recensait déjà plus de 1000 couples. Parmi ceux-ci, une faible proportion sont des "couples optiques". Mais un grand nombre sont des couples physiques, les composantes gravitant suivant les lois de Kepler. Environ 500 cas ont pu être étudiés en détail, et les éléments des orbites calculés. En moyenne, la période de révolution diminue avec la séparation des composantes.

Si l’on considère deux étoiles très voisines, impossibles à séparer visuellement, mais courant cependant l’une autour de l’autre, les raies du spectre se dédoublant, ou tout au moins se déformant, par suite des vitesses différentes des deux composantes, on est en présence d’étoiles doubles spectroscopiques. On a constaté ainsi que près de 20% des étoiles étaient en réalité doubles. La méthode spectroscopique ne fait pas double emploi avec la méthode visuelle, car elle ne détecte généralement pas les mêmes astres. Cette dernière permet de découvrir des couples très lâches, chez lesquels les vitesses de révolution sont trop faibles pour être détectées spectroscopiquement. Par contre, les étoiles doubles spectroscopiques sont en mouvement rapide l’une par rapport à l’autre et correspondent à des couples serrés. Leurs périodes varient de quelques heures à quelques jours.

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Les étoiles variables

De nombreuses étoiles ont un éclat variable, non pas comme les étoiles doubles à éclipses par suite de l’occultation d’une composante, mais parce que leur luminosité intrinsèque est elle-même variable dans le temps.

En réalité il existe toutes sortes d’étoiles variables, qui ont des courbes de lumière différentes. Les unes présentent des variations irrégulières, ou bien de brusques variations peu durables (étoiles à éruption, novae, supernovae); un grand nombre montrent une courbe de lumière périodique. Parmi celles-ci on peut encore distinguer plusieurs classes; si, en effet, on porte les quelques milliers de variables périodiques connues sur un histogramme, en fonction de leur période de variation, on met en évidence trois maximums correspondant respectivement aux variables d’amas, aux céphéides et aux variables à longue période.

Variables à courte période

On groupe généralement dans la classe des variables à courte période les céphéides et les variables d’amas dont les courbes de lumière, une fois ramenées à la même amplitude et à une même période, sont semblables. Ces courbes sont dissymétriques, la croissance d’éclat se faisant plus rapidement que la décroissance. On retrouve sur les vitesses radiales les mêmes variations que sur l’éclat, ce qui indique des pulsations périodiques de l’atmosphère stellaire, le maximum d’éclat correspondant au maximum de vitesse radiale.

La période des céphéides s’étale de 1 à 50 jours, et leur amplitude de variation est de l’ordre de 0,5 à 2 magnitudes. Au cours de cette variation, le spectre change: au minimum, on a affaire à des étoiles supergéantes de type spectral compris entre F et K, puis, quand l’éclat augmente, les raies de l’hydrogène et du titane deviennent plus intenses, ainsi que celles du fer; le spectre ne correspond plus à celui des classes spectrales habituelles, ce qui est probablement dû au fait que le spectre provient d’une atmosphère anormalement étendue.

Les RR Lyrae sont des étoiles à périodes beaucoup plus courtes (quelques jours ou quelques fractions de jour). Ce sont généralement des étoiles de type voisin de A, mais, comme dans le cas des céphéides, le spectre en est variable, d’autant plus que la période est longue. Elles montrent, à certains moments de leur évolution, des raies en émission, et appartiennent à la population II de Baade. Les RR Lyrae sont particulièrement abondantes dans les amas globulaires.

Variables à longues périodes

Les variables à longues périodes sont des supergéantes rouges dont les variations d’éclat sont supérieures à 2,5 magnitudes, et dont la période, supérieure à 50 jours, peut atteindre 2 000 jours. On a pu montrer que les variations d’éclat étaient principalement dues à des variations de type spectral, la magnitude bolométrique restant approximativement constante. De nombreuses raies apparaissent en émission, sur un type spectral moyen M, R, N ou S, et avec un net déplacement vers le violet, ce qui indique un mouvement d’expansion.

On connaît près d’un millier de variables semi-régulières et irrégulières (pseudopériodes comprises entre 30 et 1  000 jours et variabilité de 1 à 2 magnitudes). Les courbes de lumière sont plus ou moins irrégulières, montrant des creux profonds, des périodes stables, de brusques augmentations transitoires d’éclats, etc.

Autres variables

Situées légèrement au-dessus de la séquence principale dans le diagramme H-R, les étoiles éruptives montrent des variations rapides, de une à quatre magnitudes, avec une éruption tous les 1 ou 2 jours. Les étoiles T Tauri, de type F5 à G5, en particulier, montrent les raies de Ha et Ca II en émission; de plus, elles sont liées à des nébulosités sombres ou brillantes; Herbig a montré qu’elles étaient groupées en associations, ce qui signifie que ce sont des étoiles très jeunes. L’origine de leurs explosions n’est pas encore connue.

On donne le nom de variables explosives à des étoiles, généralement de type M, présentant de brusques variations de lumière non périodiques. Elles se rapprochent d’un côté des variables semi-périodiques, de l’autre des novae. Parmi les variables explosives, il faut classer les novae et les supernovae, qui ont des variations de luminosité de 10 à 12 magnitudes pour les premières, de 15 à 20 pour les secondes.

Outre les étoiles à éclat variable, on en connaît de nombreuses dont certaines caractéristiques spectrales changent périodiquement. Par exemple, de nombreuses étoiles de B 0 à B 3 montrent des variations dans l’amplitude relative des raies spectrales, qui sont probablement dues à des modifications des seules couches externes de leur atmosphère. Certaines étoiles de type A sont des variables spectroscopiques, de périodes comprises entre 0,5 et 20 jours; ce sont souvent aussi des étoiles magnétiques chez lesquelles on décèle également de grandes variations du champ magnétique.

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 planétaires sont 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.

Diagramme de Hertzsprung-Russell

La relation sur laquelle reposent actuellement toutes les théories sur l’évolution des étoiles fut mise en évidence au début du XXe siècle, indépendamment par Hertzsprung et par Russell.

Si l’on porte le type spectral d’une étoile en abscisse et sa magnitude absolue en ordonnée, les points représentatifs des étoiles n’occupent pas des positions quelconques. La figure ainsi obtenue est connue sous le nom de diagramme Hertzsprung-Russell, ou diagramme HR. La majorité des points forment une bande étroite inclinée groupant toutes les étoiles comprises entre les étoiles O, de forte magnitude absolue, et les étoiles M, peu lumineuses, formant ce que l’on appelle la "séquence principale" ou étoiles naines. Au-dessus de ce groupe se trouve une série d’étoiles plus lumineuses qui forment la classe des géantes.

Les principales classes spectrales de la classification de Harvard sont désignées par les lettres majuscules O, B, A, F, G, K, M, chaque classe étant subdivisée en dix types spectraux, par exemple de A0 à A9. Il y a une transition quasi continue entre les classes, ce qui est maintenant expliqué par des effets d’évolution. Les caractères permettant de différencier les classes sont les suivants:

En plus de la séquence précédente, il convient d’ajouter trois autres classes qui comprennent très peu d’objets: la classe W (étoiles Wolf-Rayet) dont le spectre présente de nombreuses raies d’émission et qui se situe avant la classe O; la classe C (étoiles carbonées, anciennement R et N) a un spectre riche en raies d’absorption de molécules carbonées, et la classe S un spectre riche en raies de l’oxyde de zirconium. Ces deux dernières classes viennent se placer après la séquence principale.
Diagramme de Hertzprung_Russel (18650 octets)

Document Astro5000