ÉTOILES

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ÉTOILES

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.

La masse des galaxies se répartit entre les étoiles et le gaz interstellaire. Des échanges importants s’opèrent entre ces deux phases. La matière interstellaire, en grande partie condensée en nuages, donne naissance aux étoiles, qui, en évoluant, lui restituent tout ou partie de la matière dont elles sont formées. Le moteur de l’évolution stellaire est constitué par la gravitation et les réactions thermonucléaires. Ces dernières fournissent l’énergie rayonnée par l’étoile en synthétisant par étapes des noyaux de masses de plus en plus élevées. Les étoiles de masse voisine de celle du Soleil terminent leur existence, longue de plusieurs milliards d’années, sous la forme de naines blanches, extrêmement compactes: elles ne restituent que très peu de matière au milieu interstellaire. En revanche, l’évolution des étoiles massives se termine par une explosion (supernova) à la suite de laquelle une fraction de leur masse est laissée sous la forme d’une étoile à neutrons ou peut-être, pour les plus massives d’entre elles, d’un trou noir. Le reste de l’étoile est dispersé dans l’espace. Les explosions de supernovae sont à l’origine de l’enrichissement progressif de la matière cosmique en éléments lourds nouvellement synthétisés et contribuent, par l’énergie qu’elles libèrent (environ 1044 J), à modeler la structure du milieu interstellaire.

1. Observation des étoiles

Les étoiles ont été observées jusqu’à présent uniquement par l’intermédiaire de leur rayonnement électromagnétique et plus particulièrement de leur rayonnement lumineux. Ce dernier est important, d’une part parce qu’aux températures qui règnent à la surface des étoiles le maximum de l’émission se trouve dans cette partie du spectre; d’autre part parce que, pendant longtemps, ce fut le seul observable: toutes les autres ondes, exception faite des ondes radio qui sont trop faibles pour être détectées, sont absorbées par l’atmosphère. Depuis l’avènement de l’ère spatiale, il est possible d’observer les rayonnements gamma, X, ultraviolet et infrarouge émis par les étoiles.

L’observation d’une étoile consiste principalement à déterminer la distribution spectrale du rayonnement électromagnétique qu’elle envoie. On distingue en pratique deux types principaux d’observations: d’une part, la photométrie s’attache à étudier l’éclat des étoiles dans un domaine de fréquence assez large, souvent même l’éclat intégré dans tout le spectre visible; la photométrie en plusieurs couleurs (colorimétrie stellaire) permet d’avoir d’une manière simple des renseignements sur le spectre continu des étoiles; d’autre part, la spectroscopie effectue une analyse beaucoup plus détaillée du rayonnement en utilisant des instruments à grande dispersion. Elle permet d’identifier les éléments présents dans l’atmosphère des étoiles, grâce à leurs raies d’émission ou d’absorption. En outre, l’étude des intensités relatives de ces raies permet d’aborder le problème de l’abondance des éléments.

Photométrie stellaire

L’éclat stellaire est l’éclairement que produit une étoile-source sur un plan normal aux rayons lumineux. Bien que directement accessible à l’observation, on le détermine en valeur relative en comparant les éclats de deux étoiles ou en observant la variation d’éclat dans le temps d’une même étoile.

À cause de très grandes différences d’éclat entre les étoiles, on utilise une échelle logarithmique, et on exprime le rapport des éclats de deux étoiles par leur «différence de magnitude», définie par la loi de Pogson:

Pour pouvoir attribuer à chaque étoile une certaine «magnitude», on fixe plus ou moins arbitrairement la magnitude d’une étoile de référence comme zéro de l’échelle. Il existe de nombreux systèmes de magnitudes, qui diffèrent selon la manière dont elles sont mesurées (magnitudes visuelles, photographiques, photo-électriques, etc.).

En pratique, la détermination des magnitudes stellaires n’est pas simple: l’éclat mesuré dépend de l’éclat de la source elle-même, de son affaiblissement lors de la traversée de l’atmosphère et de l’instrument d’observation, et enfin du domaine spectral du récepteur utilisé. Pour ne pas avoir à déterminer ces deux dernières quantités, les magnitudes d’une séquence d’étoiles voisines du pôle Nord ont été mesurées dans de nombreux observatoires, et la moyenne des valeurs trouvées pour chaque étoile, adoptée comme «magnitude standard». Quant à l’absorption par l’atmosphère terrestre, on la corrige en rapportant les observations au zénith à l’aide d’une courbe de transmission standard.

Malgré les difficultés d’une telle opération, il est indispensable de relier l’échelle des magnitudes à un étalon terrestre, autrement dit d’exprimer les magnitudes en unités physiques d’éclairement (cette unité est le lux, éclairement produit par une source de 1 candela ou bougie nouvelle, à une distance de 1 mètre). Cela se fait en deux temps: comparaison des éclats du Soleil et d’un étalon de laboratoire, puis de ceux du Soleil et d’une étoile. Le système de magnitudes visuelles m v est ainsi lié à l’éclairement (exprimé en lux) de l’étoile E par la formule:

Ces magnitudes apparentes dépendent évidemment de la distance de l’étoile et de sa luminosité absolue. Cette dernière, qui est la plus importante, a permis de définir une autre échelle de magnitudes, les magnitudes absolues . Au lieu d’exprimer directement cette luminosité en unités physiques (watts par stéradian), on définit la magnitude absolue comme la magnitude apparente de l’étoile si elle se trouvait à une distance de dix parsecs.

Il est alors facile de montrer que la magnitude absolue M , la magnitude apparente m et la distance de l’étoile r exprimée en parsecs sont liées par la relation:

La distance de l’étoile est d’ailleurs très souvent exprimée en astronomie par le module de distance :

Il y a évidemment autant de systèmes de magnitudes absolues que de systèmes de magnitudes apparentes. En revanche, le module de distance doit être indépendant du récepteur utilisé.

La formule précédente suppose la conservation du flux lumineux entre l’étoile et l’observateur, autrement dit ne tient pas compte de l’absorption interstellaire. Lorsque celle-ci n’est plus négligeable, la magnitude apparente est augmentée d’une quantité A représentant l’affaiblissement en magnitudes et l’on a:

Il est aussi possible de rattacher le système de magnitudes absolues à celui d’unités physiques classiques. Exprimée en candelas, l’intensité lumineuse I d’une étoile de magnitude absolue visuelle M v sera donnée par la formule:

Exprimée en unité d’énergie, la puissance totale rayonnée par une étoile est appelée luminosité .

Plusieurs systèmes de magnitudes sont utilisés pour étudier les variations d’éclat d’une étoile, ou pour comparer les étoiles. Les magnitudes photographiques (m pg ) mesurées sur des plaques ordinaires dont la sensibilité est limitée vers 0,5 猪m, les magnitudes photovisuelles (m pv ) mesurées sur les plaques orthochromatiques dont le maximum de sensibilité est voisin de celui de l’œil, les magnitudes photo-électriques utilisant des cellules photo-émissives, des photomultiplicateurs, des capteurs C.C.D. sont les principales. En photométrie, on isole certaines régions spectrales à l’aide de filtres colorés. La comparaison des magnitudes obtenues avec différents filtres fournit des renseignements sur la couleur de l’étoile, c’est-à-dire sur son spectre continu.

Spectroscopie stellaire

Le spectre obtenu en décomposant la lumière d’une étoile à l’aide d’un prisme ou d’un réseau est parsemé de raies sombres, en absorption, ou brillantes, en émission [cf. SPECTROSCOPIE].

Pour obtenir le spectre d’une étoile avec une grande dispersion, on utilise un spectrographe dont la fente est placée sur l’image de l’étoile au foyer du télescope. Pour éviter les effets des variations de température, on place le spectrographe dans une salle maintenue à température constante.

Quand on veut obtenir simultanément le spectre de nombreuses étoiles, on utilise par contre un prisme-objectif, ou spectrographe sans fente. On obtient avec les objectifs à grand champ le spectre d’un grand nombre d’étoiles, mais avec une dispersion faible ou modérée.

Les spectres stellaires présentent les mêmes caractéristiques que le spectre solaire. On peut y distinguer trois composantes d’origine différente:

– un spectre continu s’étendant sur une très large bande de fréquence, et qui est responsable de la couleur apparente des étoiles;

– un spectre d’absorption se présentant comme de fines raies sombres superposées au spectre continu; ce spectre est le plus riche dans le domaine visible et est analogue au spectre de Fraunhofer observé dans le Soleil;

– un spectre d’émission composé de raies plus brillantes que le spectre continu; il est surtout important pour les étoiles chaudes dans le domaine visible, et il est le seul observé pour les ondes correspondant aux rayons X durs.

Il existe de très grandes différences entre les spectres de différentes étoiles, aussi bien dans le spectre continu que dans le spectre de raies. Ces différences ont conduit aux principales classifications des étoiles. Une interprétation qualitative des spectres mène à une analyse chimique des atmosphères stellaires. On a ainsi retrouvé la plupart des éléments connus sur Terre, et aussi certaines molécules, particulièrement dans les étoiles les plus froides.

L’interprétation quantitative des spectres est également très importante. La mesure de l’intensité des raies apporte des renseignements sur l’abondance des différents ions, atomes et molécules, ainsi que sur les conditions physiques dans lesquelles ils se trouvent. En particulier, la comparaison de l’intensité des raies d’un même élément, ou encore mieux d’un même doublet de cet élément, fournira une valeur assez précise de la température.

Cependant, cette étude quantitative n’est pas sans poser de problèmes. L’intensité d’une raie et son profil dépendent en effet de plusieurs facteurs inconnus, en particulier de la saturation des raies qui intervient lorsque l’épaisseur optique devient grande, et, dans de nombreux cas, du fait que l’émission et l’absorption sur la raie se font simultanément à plusieurs niveaux dans l’atmosphère de l’étoile. L’interprétation de ces spectres conduit à différents modèles d’atmosphères stellaires qu’on décrira plus loin.

Deux autres caractéristiques sont également accessibles par l’étude des spectres stellaires. La première est le champ magnétique: grâce à l’effet Zeeman, on a découvert l’existence d’«étoiles magnétiques» à la surface desquelles le champ peut atteindre plusieurs dizaines de milliers de gauss (cf. effet ZEEMAN). La seconde est la vitesse radiale de la source par rapport à l’observateur. Si cette vitesse est égale à v, la longueur d’onde de la raie sera déplacée, par rapport à celle de la source au repos ( ), d’une quantité égale à (v/c ), c étant la vitesse de la lumière. Ce phénomène, connu sous le nom d’effet Doppler-Fizeau, permet de déterminer les vitesses radiales des étoiles, ce qui présente un intérêt considérable dans l’étude des amas, des associations et de la dynamique des galaxies en général, mais a permis également de découvrir que certaines étoiles étaient en réalité formées de deux composantes tournant l’une autour de l’autre (étoiles doubles spectroscopiques).

2. Classification des étoiles

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.

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:

– O: présence de raies de l’hélium ionisé;

– B: présence de raies de l’hélium neutre;

– A: prédominance des raies de l’hydrogène;

– F: présence de raies nombreuses de métaux ionisés;

– G: présence simultanée de raies de métaux neutres et de métaux ionisés;

– K: prédominance des raies de métaux neutres;

– M: présence des raies de l’oxyde de titane.

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.

D’autres classifications ont été proposées, utilisant des mesures plus précises, comme la largeur des raies, l’intensité du fond continu, etc. Par exemple, la classification de l’Institut d’astrophysique de Paris (Chalonge et Barbier) utilise la position et l’intensité de la discontinuité de Balmer de l’hydrogène [cf. SPECTROSCOPIE]. Un perfectionnement consiste à utiliser un troisième paramètre et ainsi à réaliser une classification à trois dimensions dans laquelle les étoiles se rangent beaucoup mieux.

Une autre classification, de plus en plus utilisée car elle nécessite des observations faciles à réaliser, se fonde sur les mesures spectrophotométriques UBV. On place généralement les étoiles sur un diagramme en portant en abscisse la quantité B 漣 V (différence des magnitudes bleue et jaune) et en ordonnée U 漣 B (ultraviolet et bleue).

L’intérêt de ces différentes classifications est de mettre en évidence certains groupes d’étoiles et une certaine filiation entre ces groupes, ce qui permet ensuite d’aborder le problème de l’évolution des étoiles.

3. Principales caractéristiques des étoiles

Distance

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 (tabl. 1). Le satellite d’astrométrie spatiale Hipparcos, lancé en 1989, a entraîné une amélioration considérable de la précision des mesures.

En utilisant les résultats des mesures trigonométriques des distances, il a été possible d’obtenir certaines relations entre ces distances et les caractéristiques physiques des étoiles. Inversement, ces relations, utilisées conjointement avec la détermination des caractéristiques, permettent une mesure indirecte des distances. On détermine ainsi:

– les parallaxes dynamiques, dans le cas des étoiles doubles: les relations masse-luminosité et masse-type spectral (cf. Masse et relations masse-luminosité) fournissent la masse des deux composantes de l’étoile double; la détermination de la période de révolution et de la dimension angulaire de l’orbite fournit alors, par utilisation de la troisième loi de Kepler, la distance de l’étoile;

– les parallaxes photométriques, dans le cas de certaines étoiles variables pour lesquelles on a trouvé une relation entre la luminosité absolue et la période de variation (cas des céphéides) ou la magnitude absolue au moment du maximum pour certaines novae. La comparaison de cette luminosité absolue avec la luminosité apparente fournit la distance de l’étoile;

– les parallaxes spectroscopiques peuvent théoriquement être mesurées sur toutes les étoiles assez brillantes pour qu’on puisse en prendre un spectre; il existe en effet une relation entre le type spectral, la classe de luminosité et la luminosité absolue (diagramme Hertzsprung-Russell), qui permet de déterminer cette dernière, c’est-à-dire la distance, quand les deux premières caractéristiques sont connues.

Ces trois déterminations de la parallaxe, qui utilisent la luminosité absolue, nécessitent évidemment la connaissance de l’absorption due à la matière interstellaire entre l’observateur et l’étoile.

Dimensions

Si l’on connaît la distance et le diamètre angulaire d’une étoile, il est facile d’en déduire ses dimensions linéaires.

Une méthode interférométrique permettant une mesure directe des dimensions angulaires a été proposée par A. H. L. Fizeau, et mise en œuvre par A. A. Michelson et Pease à l’observatoire du mont Wilson en 1920. D’un emploi difficile, à cause des tolérances instrumentales nécessaires, elle est, de plus, limitée par la scintillation atmosphérique. Elle a permis de faire des mesures sur une dizaine d’étoiles parmi les plus grosses.

L’observation des occultations d’étoiles par la Lune peut également permettre la détermination de leurs dimensions angulaires. Cette méthode, très employée en radioastronomie, consiste à mesurer les variations d’éclat de l’étoile lors de son occultation.

On peut enfin déterminer indirectement le diamètre d’une étoile si l’on connaît son éclat et sa radiance. Cette dernière est proportionnelle, mais non égale, à celle du corps noir à la température T e connue par les études spectrales. Il est possible de déterminer le facteur de proportionnalité par étude du spectre, en particulier des intensités résiduelles des premières raies de Balmer de l’hydrogène. Par exemple, pour la composante brillante d’Algol, on détermine un diamètre de 0,000 9 .

Enfin une méthode toute différente, utilisant les courbes de lumière des étoiles variables à éclipses, permet d’évaluer le rayon linéaire de certaines étoiles, d’où leur diamètre angulaire si leur distance est connue. On a ainsi vérifié la valeur du diamètre de la composante d’Algol.

La grandeur qui importe en astronomie est évidemment le rayon linéaire des étoiles. Les étoiles dont le diamètre a pu être mesuré sont assez proches pour que la détermination trigonométrique de leur parallaxe soit possible (cf. Distance). Le rayon linéaire se déduit alors immédiatement du rayon angulaire.

Les supergéantes rouges ont un rayon de plusieurs centaines de fois celui du Soleil, c’est-à-dire de plus d’une unité astronomique (distance Soleil-Terre). Les géantes ont de vingt à trente fois les dimensions du Soleil, alors que les étoiles de la série principale ont des diamètres d’environ 0,1 à 10 R o, diminuant de la classe O à la classe K. On a ainsi montré que les termes de géantes et naines, qui désignaient des étoiles de grande et petite intensité lumineuse, correspondaient bien à une réalité géométrique.

Masse et relations masse-luminosité

On dispose à l’heure actuelle d’une seule méthode précise directe de détermination des masses stellaires, applicable seulement dans le cas des étoiles doubles. Les masses ainsi trouvées diffèrent peu de la masse du Soleil: alors que les magnitudes absolues et les diamètres stellaires peuvent différer de trois ou quatre ordres de grandeur, les masses des étoiles connues se situent entre 0,1 et 17 masses solaires.

Une relation très intéressante entre la masse des étoiles et leur luminosité absolue a été mise en évidence par O. Struve. Si l’on porte en abscisse le logarithme de la masse et en ordonnée la magnitude absolue, les points représentatifs des étoiles se placent en majorité sur une droite: la luminosité d’une étoile est proportionnelle à sa masse. Cette loi a été expliquée théoriquement par A. S. Eddington, à partir des conditions de stabilité. Cependant elle ne s’applique qu’au cas des étoiles de la séquence principale. Pour les étoiles géantes et supergéantes, elle n’est qu’approchée, et elle n’est pas valable pour les naines blanches. Cette relation est néanmoins très utile pour déterminer la distance des étoiles doubles (dont on peut déterminer la masse), si l’on connaît leur classe spectrale et leur classe de luminosité (parallaxes dynamiques).

Diagramme 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.

Un autre groupement se trouve au-dessous des étoiles de la séquence principale: il est formé d’étoiles moins lumineuses que ces dernières, les sous-naines. Enfin quelques étoiles ont été découvertes qui ont des magnitudes encore plus faibles, et forment la classe des naines blanches.

L’origine des termes «géantes», «naines», «sous-naines», etc., est facile à comprendre. En effet, on a vu que le type spectral correspondrait à la température superficielle de l’étoile. Or, la luminosité d’une étoile est proportionnelle à la surface apparente de celle-ci, c’est-à-dire au carré de son diamètre et, d’après la loi de Stefan, à la puissance quatrième de sa température. Pour un même type spectral, une grande luminosité correspondra donc à une grande dimension; autrement dit, on peut affirmer que les étoiles représentées dans la partie supérieure du diagramme HR sont plus grandes que celles situées dans la partie inférieure. La mesure du diamètre de certaines étoiles a bien confirmé cette déduction.

Les étoiles de différentes régions de la Galaxie peuvent avoir des diagrammes HR différents. Par exemple, les associations d’étoiles ont des diagrammes HR dans lesquels les étoiles de type «avancé» sont absentes, les amas ont des diagrammes HR très caractéristiques, mais différents d’un amas à l’autre, etc. Ces résultats sont interprétés comme des conséquences de l’âge et de l’évolution de ces groupements.

4. Les étoiles doubles

Une forte proportion d’étoiles (probablement plus de 30 p. 100) 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. Il est souvent possible, en effet, de distinguer directement à l’aide de nos instruments les composantes d’une étoile double (étoiles doubles visuelles), principalement lorsqu’elles sont toutes deux très lumineuses et suffisamment séparées. Pour les étoiles plus proches l’une de l’autre, la variation des vitesses radiales lors du mouvement des composantes peut être détectée sur leur spectre, grâce à l’effet Doppler-Fizeau (étoiles doubles spectroscopiques). Enfin, quand les étoiles sont très proches, que l’observateur se trouve près du plan de l’orbite et que l’éclat des deux composantes diffère sensiblement, l’éclat de l’ensemble variera à chaque fois que l’une des composantes passera devant l’autre (étoiles doubles à éclipses ou photométriques). 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 120 000 étoiles, recensait déjà plus de 1 000 couples. Parmi ceux-ci, une faible proportion sont des «couples optiques», les composantes n’ayant aucune relation entre elles et n’étant rapprochées que par un effet de perspective. 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 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 p. 100 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.

On connaît à l’heure actuelle environ 700 étoiles doubles spectroscopiques, pour lesquelles on peut déterminer la période et l’excentricité de l’orbite. Malheureusement, la méthode ne permet pas de déterminer l’inclinaison de l’orbite, et ne peut donc fournir ni la masse des étoiles ni les dimensions du grand axe de l’orbite.

Si le Soleil se trouve très près du plan de l’orbite d’une étoile double, et si la période de cette étoile est courte, on verra diminuer l’éclat du couple à chaque fois que l’une des composantes viendra éclipser son compagnon. Si les étoiles sont très proches l’une de l’autre, par exemple si la distance est de l’ordre du rayon des composantes, cette éclipse sera visible quelle que soit la position de l’observateur. On a donc pu détecter un certain nombre de ces étoiles variables à éclipses dont l’étude présente un intérêt considérable. La distance étant très courte, on peut facilement déterminer la masse des étoiles à partir de la période; la durée de l’occultation fournit le diamètre des composantes.

5. 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 céphéides appartiennent à la population I de Baade (cf. la GALAXIE) c’est-à-dire qu’elles sont concentrées au voisinage du plan galactique.

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.

Une très intéressante relation entre la période et la luminosité a été découverte par Henrietta Leavitt en 1912, en étudiant les étoiles variables des Nuages de Magellan. La luminosité absolue des céphéides, RR Lyrae ou W Virginis est fonction de leur période. Il a été possible d’étalonner ces variations à l’aide de mesures de parallaxe trigonométrique sur quelques cas particuliers. On peut alors utiliser, pour la mesure des distances, la relation entre période et luminosité ainsi trouvée: la détermination de la période fournira la luminosité absolue, qu’il suffira de comparer à la luminosité apparente.

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 H size=1 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.

Théorie des étoiles variables

Depuis la découverte des étoiles variables, de nombreuses théories ont été proposées pour en expliquer la nature.

Les premières d’entre elles utilisaient principalement des effets mécaniques ou géométriques, en supposant que les étoiles n’avaient pas de symétrie de révolution, et faisant intervenir l’inclinaison de l’axe de révolution, la rotation différentielle, l’influence du compagnon dans le cas d’une étoile double, etc. Cependant ces théories durent être abandonnées, après la découverte des variations du spectre et de la vitesse radiale contemporaine des variations lumineuses.

L’autre groupe de théories admet d’importantes variations physiques de l’atmosphère des étoiles, provoquées principalement par des oscillations libres. On a d’abord pensé que ces oscillations étaient non radiales et provoquées par une source extérieure, comme une grosse planète ou un compagnon proche. Cependant, on préfère l’hypothèse d’oscillations radiales, dues à des causes internes à l’étoile. Cette hypothèse a été confirmée dans le cas de l’étoile Bételgeuse, pour laquelle Pease a pu mettre en évidence des variations cycliques du diamètre.

Ces théories semblent s’appliquer convenablement aux variables périodiques, en particulier aux céphéides. Cependant, dans le cas des variables non cycliques, des novae et des supernovae, il faut chercher d’autres explications. Des phénomènes comme ceux qui donnent naissance aux taches solaires – et qui d’ailleurs ne sont pas encore compris – peuvent expliquer certaines étoiles à éruption. Dans d’autres cas, il faut recourir à l’idée d’éjection et de condensation de masses gazeuses.

6. Étoiles 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.

7. Origine de l’énergie stellaire

Jusqu’en 1930, les astronomes n’avaient établi aucune théorie capable d’expliquer l’origine de l’énergie que rayonnent les étoiles. On admettait généralement que celle-ci provenait de la transformation d’une certaine masse de matière en énergie, suivant la loi d’Einstein W = mc 2, mais le processus de cette transformation était ignoré. C’est H. Bethe qui montra, en 1939, que la source principale d’énergie, pour la majorité des étoiles, était due à la réaction transformant quatre atomes d’hydrogène en un atome d’hélium. Cette réaction se fait avec une légère perte de masse qui est libérée sous forme de rayonnement 塚, de positons et de neutrinos, correspondant à une énergie de l’ordre de 25 millions d’électronvolts.

En pratique, la réaction 4 1H4He ne peut se produire directement, mais H. A. Bethe montra que l’effet catalytique du carbone la rendait possible dans les conditions de température et de pression qui règnent au centre des étoiles.

La réaction, connue sous le nom de cycle du carbone, s’écrit:

On estime sa durée moyenne à 100 millions d’années aux températures de l’ordre de 15 millions de degrés existant au centre du Soleil.

Pour des températures plus faibles, E. Schatzman a proposé une autre réaction, le cycle proton-proton:

On connaît en outre de nombreuses autres réactions thermonucléaires qui, sans avoir l’importance des deux précédentes dans le bilan d’énergie des étoiles, permettent de rendre compte de la formation des divers éléments et de la différence de composition chimique des atmosphères stellaires.

La quantité d’énergie ainsi libérée par les réactions thermonucléaires n’est pas infinie, et il est possible de montrer que la luminosité des étoiles les plus brillantes, O et B par exemple, ne peut être maintenue que pendant quelques millions d’années, c’est-à-dire un temps bien inférieur à l’âge estimé de l’Univers. On en déduit que toutes les étoiles ne sont pas nées à la même époque et que, probablement, il en naît encore. L’opinion la plus répandue à l’heure actuelle est que les étoiles prennent naissance au sein de la matière interstellaire, par condensation de grands nuages d’hydrogène.

8. Formation des étoiles

Dans notre Galaxie, la majeure partie de la matière du milieu interstellaire est condensée en nuages interstellaires ; ces nuages sont de deux types:

– les nuages diffus, constitués d’hydrogène atomique neutre (régions H I), de densité relativement faible (de l’ordre de 10-2 à 10-1 atome par mètre cube); leur température est voisine de 100 K;

– les nuages denses, qui contiennent des poussières et de nombreuses molécules; leur densité est plus élevée, de 10-1 à 102 particules par mètre cube; leur température est voisine de 10 K; c’est dans cette dernière catégorie que se rangent les nuages sombres, les globules de Bok et les nuages moléculaires, sites de la formation des étoiles.

La théorie de la formation stellaire est actuellement en plein développement et plusieurs mécanismes sont proposés. Un des plus couramment admis peut être schématisé de la façon suivante.

À la suite de l’accrétion de plusieurs petits nuages, la pression interne (thermique et turbulente) d’un nuage peut devenir insuffisante pour contrebalancer les forces d’autogravitation: le nuage commence à se contracter. Cette contraction peut également être déclenchée par le passage de l’onde de choc qui accompagne l’onde de densité (onde qui – selon la théorie de Lin et Shu – est responsable de la structure des galaxies spirales) et se propage dans le milieu interstellaire. Au cours de la contraction, le nuage se fragmente. Les fragments de masse supérieure à quelques masses solaires se condensent à leur tour et vont former des étoiles.

Les détails de ces mécanismes restent encore flous. Pour être acceptable, la théorie doit en particulier rendre compte du taux de formation d’étoiles et de la distribution observée de la masse des étoiles.

Un nuage est susceptible de s’effondrer sous l’effet des forces d’autogravitation si son énergie gravitationnelle est, en valeur absolue, supérieure à son énergie thermique. Pour une température T , une densité et un poids moléculaire donnés, cela se produit quand la masse d’un nuage (supposé sphérique) dépasse la valeur critique donnée par le critère de Jeans:

M c est exprimée en masses solaires (1 M o: environ 2 憐 1030 kg). Dans cette expression, est toujours voisin de 4 憐 10-11. Les nuages diffus de masse supérieure ou égale à 103M o sont gravitationnellement instables. Quant aux nuages denses, les conditions d’instabilité sont réunies dès que leurs masses atteignent quelques masses solaires. Cependant, les nuages denses sont rarement sphériques et la présence éventuelle d’un champ magnétique et d’un moment angulaire vient considérablement compliquer l’analyse. Le taux de formation d’étoiles dépend en partie de l’estimation de la masse critique Mc et du nombre des nuages qui atteignent cette masse par unité de temps.

Plusieurs auteurs ont décrit la fragmentation d’un nuage en l’assimilant à un processus aléatoire ou bien encore hiérarchisé, chaque étape de la fragmentation conduisant à la même masse totale d’étoiles. Cette dernière hypothèse rend assez bien compte de la distribution de masse des étoiles entre 1 M o et 5 M o mais sous-estime la proportion des étoiles plus massives.

La formation des molécules dans un nuage peut conduire à sa fragmentation. Les molécules ne peuvent se former que lorsque la densité, à la suite de la contraction globale du nuage, a atteint une valeur suffisamment élevée (plusieurs atomes par mètre cube). La formation de molécules comme H2 réduit le nombre de particules libres présentes dans le gaz, et donc la pression de ce dernier. Des instabilités de pression locales peuvent prendre naissance et se développer.

Les molécules se forment surtout sur les grains de poussière (lorsqu’ils sont assez froids, T de l’ordre de 10 K) présents dans le nuage. L’efficacité de la formation de molécules sur les grains varie beaucoup avec la température de ces derniers. À l’intérieur d’un nuage, cette température présente des fluctuations sur une échelle de longueur correspondant en ordre de grandeur à une profondeur optique ( ) unité. Là où les grains sont légèrement plus froids que la moyenne, la formation de molécules s’accélère; cependant, recouverts d’une couche moléculaire, les grains se refroidissent plus vite, ce qui contribue à accroître le taux de formation de molécules: le processus s’accélère. Chaque région de dimension voisine de = 1 évolue pratiquement indépendamment de ses voisines: le nuage se fragmente.

Ce mécanisme peut rendre compte de la distribution de masse initiale des étoiles. Selon cette théorie, les fragments les plus massifs sont formés à la périphérie du nuage, là où la densité est la moins élevée.

De nombreux chercheurs ont entrepris l’étude de la contraction et de l’évolution des fragments ainsi formés. Certains désaccords portent sur la détermination de l’opacité au rayonnement des nuages à basses températures, ainsi que sur le traitement des mouvements de convection et du transfert radiatif. Néanmoins, plusieurs tendances générales peuvent être dégagées. Une région centrale beaucoup plus dense que la périphérie se développe rapidement et attire à elle la matière environnante. Quand la densité centrale atteint environ 1011 particules par centimètre cube, le cœur devient opaque au rayonnement infrarouge émis par les grains. Sa température augmente et la pression devient suffisante pour arrêter son effondrement. Sa masse et sa température (voisines à ce moment de 5 憐 10-3M o et 200 K) continuent de s’élever au fur et à mesure qu’il attire le reste de l’enveloppe. Quand la température atteint environ 2 000 K, les molécules H2 se dissocient, ce qui provoque un nouvel effondrement du cœur. Il se forme un second cœur, dont la masse et la température sont alors voisines de 10-3M o et 2 憐 104K; son rayon est proche de celui du Soleil. Toute la matière contenue dans l’enveloppe peut tomber sur la protoétoile. Cependant, si cette dernière est suffisamment massive, la pression de radiation ou le vent stellaire peuvent arrêter cette chute: on pourrait expliquer ainsi pourquoi l’on n’observe pas d’étoiles de masse supérieure à 100 M o. Une fois l’enveloppe complètement accrétée ou dispersée, le cœur, en quelque sorte sorti de son cocon, apparaît comme une étoile qui se rapproche de la séquence principale (fig. 1). On pense que la rotation et le champ magnétique jouent un rôle fondamental dans la formation éventuelle d’un cortège planétaire lors de l’effondrement de l’enveloppe entourant la protoétoile. La durée de l’ensemble de ces phénomènes est de l’ordre de 106 ans.

Les propriétés calculées du rayonnement infrarouge émis par l’enveloppe protostellaire sont en accord qualitatif avec les observations dans l’infrarouge (absorption à 3 猪m et 10 猪m). Quand l’enveloppe a cessé d’être totalement opaque au rayonnement émis par le cœur, les spectres prédits sont voisins de ceux qui sont observés pour les étoiles du type T Tauri.

Un certain nombre d’observations viennent guider les recherches concernant la formation des étoiles.

Les étoiles de type T Tauri , variables irrégulières jeunes, sont rencontrées au voisinage des associations OB (constituées d’étoiles jeunes et chaudes), dont on estime l’âge à 106-107 ans, mais également près des étoiles de Herbig ou dans des nuages opaques. Les caractéristiques du rayonnement reçu de ces étoiles (émission continue, raies de Balmer, excès d’infrarouge) indiquent la présence d’une enveloppe chaude et dense (103 à 106 atomes par mètre cube). Une perte de masse, ou vent stellaire, importante affecte la plupart de ces étoiles de masse relativement faible (M 諒 2 M o). Elles rejoignent la séquence principale suivant les tracés de Hayashi.

Les étoiles de Herbig (exemple: FU Orionis) sont des étoiles variables irrégulières, très jeunes, dont le spectre présente de nombreuses raies d’émission. Elles sont étroitement associées à un nuage dense de matière interstellaire qu’elles illuminent. Leur masse peut être déterminée en déduisant l’intensité de la gravité à leur surface de la forme du profil de certaines raies spectrales (raies de Balmer). Il s’agit d’étoiles de masse supérieure à 2 ou 3 masses solaires qui rejoignent, en équilibre radiatif, la région du diagramme HR appelée séquence principale. Leur âge est compris entre 105 et 106 ans. Elles sont entourées d’une enveloppe de gaz chaud (température voisine de 2 憐 104 K), ionisé et en expansion. Certaines observations à la longueur d’onde infrarouge de 10 猪m semblent indiquer la présence d’une coquille de poussière dans la partie la plus froide de l’enveloppe.

Les techniques d’observation radio (molécules interstellaires) et infrarouge ont permis un développement rapide de la connaissance des propriétés du milieu dans lequel se forment les étoiles, et des étoiles en formation elles-même, qui sont des sources infrarouges. L’émission des molécules comme CO (à 2,6 mm de longueur d’onde), H2CO, CS, etc. a permis de déterminer la structure et la température (qui peut être inférieure à 10 K) des nuages denses (nuages moléculaires, globules de Bok). Dans beaucoup de ces nuages, on observe des sources infrarouges ponctuelles puissantes dont la plupart sont invisibles dans le domaine optique. L’objet de Becklin-Neugebauer, situé dans la nébuleuse d’Orion, a une luminosité totale plusieurs milliers de fois supérieure à celle du Soleil. L’interférométrie speckle, technique d’observation qui permet d’obtenir une grande résolution angulaire, a révélé la présence d’un cocon de matière dégradant dans l’infrarouge le rayonnement visible et ultraviolet émis par un objet central.

La formation des étoiles dans les galaxies

Dans le schéma esquissé précédemment, l’évolution des nuages compacts joue un rôle déterminant dans le processus d’évolution stellaire. Une approche fructueuse consiste à examiner les propriétés globales des systèmes où se forment ces étoiles: les galaxies.

Les galaxies spirales

Le fait qu’on observe dans des galaxies spirales voisines des étoiles O et B et des régions H II (hydrogène ionisé) témoigne de la formation récente d’étoiles dans ces systèmes. Ces étoiles jeunes forment en fait les bras spiraux de ces galaxies, auxquels sont associés du gaz neutre et des filaments de poussière. Cela suggère l’existence d’un facteur opérant sur la formation stellaire à l’échelle galactique. La théorie des ondes de densité dans les galaxies spirales prévoit l’existence d’ondes de choc qui pourraient stimuler la formation d’étoiles en comprimant le gaz sur leur passage. Mais les bras spiraux de certaines galaxies (en particulier celles qui n’ont pas de compagnon) peuvent avoir une autre origine que les ondes de densité. Plusieurs observations semblent indiquer que la formation d’étoiles peut être un phénomène contagieux. Les étoiles nouvellement formées en un point d’une galaxie peuvent donner naissance à un front d’ionisation qui se propage en comprimant le gaz ambiant; cette compression peut amorcer la formation de nouvelles étoiles, et ainsi de suite. Les explosions de supernovae peuvent jouer un rôle analogue. Des calculs mettant en œuvre ce processus et tirant parti de la courbe de rotation phénoménologique de certaines galaxies ont permis de reproduire assez facilement leur structure en spirale.

Les galaxies irrégulières

Les Nuages de Magellan offrent l’exemple de galaxies irrégulières dans lesquelles on observe également des étoiles très jeunes de types O et B et des régions H II. Le mécanisme de formation d’étoiles lié aux bras spiraux ne peut être invoqué dans ce cas. En revanche, la région appelée 30 Doradus semble illustrer le mécanisme de formation stellaire contagieuse.

Les galaxies irrégulières paraissent moins riches en éléments lourds (carbone, azote, etc.) que le voisinage du système solaire. Certaines indications font penser que le rapport du nombre d’étoiles massives au nombre d’étoiles de petites masses y est plus élevé. Cela peut refléter le rôle joué par la composition chimique du gaz dans la distribution en masse des étoiles au cours de leur formation. La sous-abondance en éléments lourds, en réduisant le taux de refroidissement du gaz, empêcherait l’effondrement des nuages de petites masses à cause de leur pression interne trop élevée. Les galaxies irrégulières offrent un important champ d’observations nécessaires à une meilleure compréhension du mécanisme de formation stellaire.

Les galaxies elliptiques

Il ne reste pas suffisamment de gaz dans les galaxies elliptiques pour entretenir la formation d’étoiles. La morphologie de ces galaxies ne peut être comprise que si l’on suppose soit qu’elles se sont formées à partir d’étoiles ou d’amas d’étoiles préexistants, soit que la formation d’étoiles a accompagné l’effondrement à grande échelle du gaz par lequel ces galaxies se sont formées. Des effets jouant sur l’environnement, tels les vents galactiques ou intergalactiques, ont également pu jouer un rôle déterminant en arrachant une fraction importante du gaz contenu dans ces galaxies. L’étude des étoiles de différentes compositions chimiques peut permettre de retracer l’histoire de la formation stellaire dans un passé lointain.

9. Évolution des étoiles

L’étude de l’évolution stellaire a pour but de fournir l’interprétation physique de l’ensemble des observations dont on dispose sur la structure des étoiles. Le développement considérable de cette discipline depuis la fin des années 1950 a largement profité des performances croissantes des ordinateurs et de la mise au point des techniques d’analyse numérique adaptées. Parallèlement, les progrès rapides enregistrés en physique nucléaire ont permis d’affermir la connaissance des mécanismes de production d’énergie qui entretiennent le rayonnement des étoiles pendant la majeure partie de leur vie.

Si l’on excepte les novae et les supernovae, ainsi que les nébuleuses planétaires et certaines phases géantes rouges, l’observation montre que les étoiles sont des objets en équilibre hydrostatique: leurs propriétés observables n’évoluent que très lentement dans le temps. Cela permet de faire usage du théorème du viriel qui permet en principe de dégager les grandes lignes de l’évolution stellaire. L’énergie potentielle gravitationnelle (négative) et l’énergie cinétique interne totale T (somme de l’énergie cinétique thermique des particules et de l’énergie cinétique associée aux mouvements d’ensemble de la matière stellaire: rotation de l’étoile, convection, turbulence, etc.) d’une étoile sont liées par la relation:

Il en résulte que l’énergie gravitationnelle que peut libérer une étoile en se contractant est pour moitié stockée sous forme d’énergie interne, alors que l’autre moitié est rayonnée dans l’espace. La contraction d’une proto-étoile cesse quand son cœur atteint la température de combustion de l’hydrogène, soit 10 à 20 millions de degrés. Conformément au théorème du viriel, l’étoile a un rayon tel que son énergie interne totale soit égale à la moitié de l’énergie gravitationnelle libérée depuis le début de la contraction.

La fusion thermonucléaire de l’hydrogène en hélium fournit à l’étoile une énergie de loin supérieure à l’énergie gravitationnelle déjà libérée. L’étoile adopte alors une configuration stable de longue durée: elle a rejoint la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell, sur laquelle on recense la plupart des étoiles observées.

L’étoile se contracte à nouveau lorsque l’hydrogène est épuisé dans le cœur. Par la suite, plusieurs phases de combustion thermonucléaire d’éléments de masses atomiques de plus en plus élevées précédemment synthétisés se succèdent en alternance avec les phases de contraction gravitationnelle. Cette évolution, pendant laquelle la morphologie de l’étoile change beaucoup, arrive à son terme quand a été épuisée la totalité de l’énergie nucléaire disponible (fusion du silicium en fer et en nickel) ou bien encore quand la matière stellaire est parvenue à un état qui ne lui permet plus d’évacuer la majeure partie de son énergie, l’état dégénéré. Il n’existe pas de chemin évolutif unique, commun à toutes les étoiles. Ces dernières diffèrent entre elles dès leur formation par leurs masses et leurs compositions chimiques.

Les étoiles de petites masses, voisines de celles du Soleil, sont beaucoup plus nombreuses que celles de masses élevées (M 閭 10 M o). On n’observe pas d’étoile de masse supérieure à environ 100 M o. Plus grande est la masse d’une étoile, plus grande est l’énergie gravitationnelle 力 漣 3 GM 2/5 R susceptible d’être libérée (G = constante d’attraction universelle; R = rayon de l’étoile); cela lui permet d’atteindre des températures de plus en plus élevées.

Il est clairement établi que la composition chimique du gaz interstellaire au sein duquel les étoiles prennent naissance évolue dans le temps dans le sens d’un enrichissement en éléments lourds, synthétisés dans les étoiles. Ainsi les étoiles de formation relativement récente (population I) ont une composition voisine, en masse, de 70 p. 100 d’hydrogène, 28 p. 100 d’hélium et 2 p. 100 d’éléments lourds que l’on regroupe, par abus de langage, sous le nom de «métaux». En revanche, les étoiles les plus vieilles (population II) sont beaucoup plus pauvres en métaux. Leur composition représentative est de 90 p. 100 d’hydrogène, 10 p. 100 d’hélium et 1 p. 1 000 de métaux. La composition chimique initiale d’une étoile affecte son évolution principalement pour deux raisons. La présence d’éléments lourds augmente l’opacité du gaz stellaire au rayonnement; vers 106 K, cette opacité est principalement due à la présence des ions de carbone, d’azote, d’oxygène et de néon. D’autre part, ces mêmes noyaux peuvent catalyser les réactions de fusion thermonucléaire. C’est le cas de la fusion catalytique de l’hydrogène par le cycle CNO de Bethe.

En principe, la masse et la composition chimique d’une étoile suffisent à déterminer son évolution.

État de la matière aux densités stellaires

Des étoiles supergéantes – dont le rayon est plus de cinq cents fois supérieur à celui du Soleil – aux étoiles à neutrons – où il n’excède pas quelques dizaines de kilomètres –, la densité de la matière stellaire suit à peu près la relation lg 力 29,7 漣 2,7 . lg R . Elle varie donc sur plus de 20 décades. La densité d’un objet visible de masse M doit être inférieure à:

c est la vitesse de la lumière. Au-delà, la lumière ne peut plus s’en échapper et l’on a affaire à un trou noir.

Dans les étoiles «normales», comme celles de la séquence principale ou les géantes rouges, la température est suffisamment élevée pour que la matière soit à l’état gazeux. Il est essentiel de connaître la pression qui règne à l’intérieur d’une étoile car ce sont ses variations d’un point à un autre qui produisent la force nécessaire pour équilibrer la force de gravité. À l’intérieur d’une telle étoile, les atomes sont ionisés. La pression due aux électrons libres s’ajoute à celle qu’exercent les ions. Les particules matérielles ne sont pas les seules à contribuer à la pression qui règne à l’intérieur d’une étoile: le champ intense de rayonnement électromagnétique exerce une pression proportionnelle à T 4 qui peut, dans un gaz très chaud et peu dense, dominer celle qu’exercent les ions et les électrons. La pression exercée par les ions est bien représentée par la loi des gaz parfaits:

k est la constante de Boltzmann et N i le nombre d’ions par unité de volume. Cela n’est pas vrai dans le cas des naines blanches, où les ions, pratiquement en contact les uns avec les autres, forment un réseau cristallin.

Ce sont les propriétés quantiques du gaz d’électrons qui influent le plus profondément sur le cours de l’évolution stellaire. Parce que ce sont des fermions (particules de spin égal à 1/2 , où est la constante de Planck), il existe une limite supérieure au nombre d’électrons de moment p que l’on peut trouver dans un gaz:

À basse densité, cette limite n’est pas atteinte, et la distribution des moments est très voisine de la distribution de Maxwell; le gaz d’électrons se comporte comme un gaz parfait classique. En revanche, la limite précédente peut être asymptotiquement atteinte quand la densité numérique des électrons devient très élevée. La distribution des moments s’écarte alors notablement de celle de Maxwell en ce sens qu’un grand nombre d’électrons sont contraints d’acquérir un moment élevé, ce qui a pour effet d’accroître considérablement la pression. Le gaz est dit dégénéré. La transition s’effectue graduellement quand le nombre d’électrons par mètre cube dépasse la valeur numérique 1,44 憐 1010 . T 3/2. Ces conditions se rencontrent en particulier dans les naines blanches. La majeure partie de l’énergie interne du gaz d’électrons dégénéré n’est pas de nature thermique, comme dans un gaz classique, mais quantique; elle ne peut pas être rayonnée. Même à température nulle, les électrons sont encore en mouvement et exercent une pression de dégénérescence proportionnelle à la puissance 5/3 de leur densité numérique.

Un gaz dégénéré d’électrons présente deux caractéristiques qui jouent un rôle important au cours de l’évolution d’une étoile:

– sa conductivité thermique est très élevée; ce mécanisme de transport de l’énergie, ordinairement peu efficace dans une étoile en comparaison de celui qui est opéré par la convection et le rayonnement, devient dominant;

– sa pression est très peu sensible aux variations de température; dans une étoile, cela signifie que l’énergie thermonucléaire peut être libérée sans modification notable de l’équilibre mécanique de l’étoile, donc sans régulation efficace de la température; son élévation rapide peut conduire à l’emballement des réactions thermonucléaires («flash» de l’hélium ou du carbone).

À basse température et à basse densité, la pression d’un gaz d’électrons varie au cours d’un processus adiabatique comme la puissance 5/3 de la densité. Mais, quand la densité dépasse environ 109 kg . m-3, l’énergie de Fermi des électrons devient si grande qu’ils ont pour la plupart une vitesse très voisine de celle de la lumière. Le gaz d’électrons devient relativiste. Dans ces conditions, la pression ne varie plus que comme la puissance 4/3 de la densité. Au fur et à mesure que le cœur d’une étoile se contracte, sa pression croît de ce fait plus lentement en régime relativiste qu’en régime classique. Cela fixe à la masse qui peut soutenir la pression de dégénérescence des électrons une limite supérieure, appelée masse limite de Chandrasekar, voisine de 1,4 M o. Ces propriétés du gaz d’électrons sont responsables des différences qui existent dans l’évolution des étoiles de différentes masses.

Évolution des étoiles de petites masses

On entend par étoiles de petites masses les étoiles dont la masse est voisine de celle du Soleil. L’évolution interne d’une étoile se traduit par des variations de sa luminosité totale et de sa température. La luminosité d’une étoile est entretenue par le débit d’énergie nucléaire ou gravitationnelle libérée dans son intérieur. La température effective de surface T e est liée à la luminosité L et au rayon R de l’étoile par la loi de Stefan:

La figure 2 représente l’évolution de trois étoiles de population I de masses égales à 1 M o, 1,25 M o et 1,5 M o, représentée dans le diagramme de Hertzsprung-Russell. Ces étoiles demeurent très longtemps sur la séquence principale. Elles tirent leur énergie de la fusion de l’hydrogène en hélium par le cycle proton-proton qui présente trois branchements possibles. La quantité d’énergie libérée par les chaînes de réactions qui débutent par la réaction:

dépend de la température au centre de ces étoiles qui varie autour de 15 憐 106 K, pour une densité de l’ordre de 105 kg . m-3. Le temps passé par ces étoiles sur la séquence principale est voisin de:

Quand à peu près 12 p. 100 de la masse d’hydrogène a été convertie en hélium, le cœur de ces étoiles se contracte à nouveau pour pallier l’épuisement des sources d’énergie nucléaire. Les couches d’hydrogène qui entourent le cœur sont comprimées et s’échauffent jusqu’à ce que s’y amorce leur combustion, dont le débit d’énergie relaye celui qui est dû à la contraction. À mesure que l’hydrogène brûle en couche, l’hélium produit vient ajouter sa masse à celle du cœur qui continue à se contracter suffisamment lentement pour que l’énergie qui en résulte puisse être régulièrement évacuée; sa température reste voisine de celle de la couche adjacente d’hydrogène en combustion. Pour les étoiles de masses inférieures à environ 2 M o, cet accroissement de densité sans élévation correspondante de température conduit à la formation d’un cœur d’hélium dans lequel le gaz d’électrons est dégénéré. La conduction électronique élevée et le transport de l’énergie par les neutrinos contribuent à maintenir la température du cœur en dessous du seuil de combustion de l’hélium par la réaction «triple- 見», et cela tant que sa masse n’a pas atteint environ 0,5 M o. Pendant ce temps, l’enveloppe d’hydrogène de l’étoile se dilate considérablement, sa température de surface diminue et l’étoile se déplace du point B au point C dans le diagramme de HR (fig. 2). Cette expansion de l’enveloppe peut s’expliquer qualitativement de la façon suivante: si l’étoile s’était contractée de façon homologue, la température centrale se serait progressivement élevée. Mais l’apparition de la dégénérescence électronique s’étant opposée à cet accroissement, le cœur de l’étoile a stocké moins d’énergie interne que la moitié de l’énergie gravitationnelle libérée, comme requis par le théorème du viriel. C’est donc l’enveloppe de l’étoile qui a dû s’étendre pour emmagasiner la quantité d’énergie interne qui manque dans le cœur. Cette expansion à luminosité constante s’arrête quand se développent sur toute l’extension de l’enveloppe des mouvements de convection qui transportent très efficacement vers la surface l’énergie libérée dans les profondeurs de l’étoile, dont le débit s’ajuste dans le même temps pour faire face à cette fuite. La luminosité de l’étoile augmente fortement, et elle se déplace verticalement du point C au point D dans le diagramme HR: l’étoile est devenue une géante rouge. La masse du cœur dégénéré s’accroît rapidement et la contraction s’accélère, l’énergie est plus difficilement évacuée et la température s’élève. La fusion de l’hélium par la réaction triple- 見 s’amorce vers 108 K. L’élévation de température qui en résulte n’est pas accompagnée d’un accroissement correspondant de la pression: le gaz ne se détend pas. L’absence de ce mécanisme de régulation de la température, conjuguée à la forte variation du taux de la réaction triple- 見, qui croît comme T 40, conduit à un emballement thermonucléaire appelé «flash de l’hélium» qui ne s’interrompt que lorsque l’énergie thermique des électrons devient comparable à leur énergie de dégénérescence (énergie de Fermi). Alors seulement, la pression devient suffisante pour permettre au cœur de s’expanser et de se refroidir. La combustion de l’hélium s’apaise et continue pendant quelque 108 ans. Pendant ce temps, les grandeurs observables de l’étoile ont varié. Grâce à l’énergie libérée par la fusion de l’hélium (7,27 MeV par réaction), le cœur de l’étoile a pu récupérer la part d’énergie interne qui lui manquait. Son enveloppe se contracte, la convection disparaît et l’énergie est transportée moins efficacement vers la surface. La luminosité de l’étoile diminue, mais sa température augmente. L’étoile parcourt le trajet, appelé branche horizontale, qui caractérise les diagrammes HR des amas globulaires. Pendant cette phase de leur évolution, les étoiles ne sont pas stables vis-à-vis des oscillations de petites amplitudes; elles deviennent des étoiles variables (type RR Lyrae). Une fois achevée, la combustion de l’hélium laisse un cœur composé de carbone et d’oxygène dont la contraction est interrompue une nouvelle fois par la dégénérescence du gaz d’électrons. À ce stade, la température est insuffisante pour initier la combustion du carbone et de l’oxygène. L’énergie est alors fournie par la combustion, en couches superposées, de l’hélium et de l’hydrogène. C’est une situation très instable, difficile à suivre par le calcul. L’hydrogène, dont la combustion fournit la plus grosse part de l’énergie, brûle de plus en plus loin du centre. Le flux lumineux, très intense, exerce sur les couches superficielles de l’étoile une pression de radiation qui peut les arracher et conduire à la formation d’une nébuleuse planétaire dont le rayonnement est excité par le cœur stellaire compact et très chaud qu’elles laissent derrière elles. Ce cœur, de masse inférieure à 1,4 M o, est stabilisé par la pression de dégénérescence électronique. Il se refroidit lentement par rayonnement pour devenir une naine blanche. On pense que c’est là le terme de l’évolution des étoiles de masse initiale inférieure à environ 4 M o.

Évolution des étoiles massives; supernovae

Les étoiles massives de population I brûlent leur hydrogène par l’intermédiaire du cycle CNO, qui libère à peu près 25 MeV par noyau d’hélium formé. Leur temps de vie sur la séquence principale est voisin de:

Une fois l’hydrogène épuisé, le cœur se contracte et la combustion de l’hélium se déclenche cette fois avant que le gaz d’électrons soit dégénéré. L’enveloppe de l’étoile s’étend. Puis une structure de combustion en double couche, hélium-hydrogène, s’établit quand l’hélium est à son tour épuisé dans le cœur. L’enveloppe de l’étoile se dilate à nouveau: elle devient une géante rouge (fig. 3). Son comportement ultérieur reste, à l’heure actuelle, difficile à déterminer. Le carbone brûle dans le cœur. Dans le cas des étoiles dont la masse est comprise entre 4 et 8 M o, cette combustion s’effectue dans des conditions dégénérées. La détonation qui en résulte peut conduire à l’explosion totale de l’étoile. C’est l’origine possible de certaines supernovae dont l’explosion ne conduirait pas à la formation d’une étoile à neutrons (pulsar). Cette hypothèse conduit cependant à une difficulté: trop de fer serait produit dans la Galaxie.

En revanche, le cœur de carbone des étoiles de masse supérieure à environ 8 M o brûle dans des conditions non dégénérées. Le néon produit brûle à son tour pour donner de l’oxygène, puis du silicium. À haute température, une partie des noyaux de silicium se désintègre en particules 見 qui sont recapturées par les noyaux restants pour former un cœur composé de fer et de nickel. Ces réactions, peu exo-énergétiques, épuisent les ressources nucléaires de l’étoile, qui présente à ce moment une structure «en pelure d’oignon» où le cœur de fer-nickel est surmonté de couches composées de silicium, puis d’oxygène, de néon, de carbone, d’hélium et enfin d’hydrogène. La masse du cœur de Fe-Ni est voisine de 1,4 M o. La température et la densité y sont respectivement voisines de 1010 K et 1013 kg . m-3: le cœur est donc supporté par un gaz dégénéré d’électrons relativistes. Quatre phénomènes se produisent alors qui conduisent à son implosion:

– à cause de leur énergie de Fermi élevée (quelques dizaines de MeV), les électrons sont capturés par les noyaux environnants dans lesquels ils transforment un proton en neutron; lors de chaque réaction, un neutrino est émis et un électron est ôté du gaz, dont la pression diminue;

– les réactions de photodésintégration entrent en jeu en brisant les noyaux de fer et de nickel en particules 見, puis ces dernières en neutrons et protons libres;

– à cause de sa température extrêmement élevée, des paires de neutrinos sont créées dans le cœur et évacuent son énergie interne;

– enfin, la combustion du fer et du silicium autour du cœur continue à en accroître la masse qui vient à dépasser 1,4 M o.

Tout cela contribue à l’effondrement violent du cœur qui est alors principalement constitué de neutrons libres et à la formation d’une étoile à neutrons si la masse (face=F0019 諒 2 M o) peut être supportée par la pression de dégénérescence des neutrons. Dans le cas d’une masse supérieure à 2 M o, l’effondrement du cœur ne peut pas être arrêté et donne naissance à un trou noir.

Cependant, toute l’étoile ne s’effondre pas. Le flux très intense de neutrinos et d’antineutrinos qui transportent l’énergie de liaison du cœur (environ 1046 joules) interagit efficacement, dans l’hypothèse des courants neutres, avec l’enveloppe de l’étoile qui est soufflée dans l’espace: c’est le second mécanisme d’explosion des supernovae, qui, cette fois, est associé à la formation d’un pulsar (exemple: nébuleuse du Crabe) ou d’un trou noir. L’évolution d’une étoile peut être compliquée par le phénomène de perte de masse qui affecte principalement les étoiles massives. D’autre part, plus de la moitié des étoiles de notre Galaxie appartiennent à un système binaire. Quand le compagnon le plus massif atteint la phase géante rouge, son enveloppe d’hydrogène, très étendue, peut être capturée par l’étoile la moins massive, laissant une naine blanche composée d’hélium. L’apport d’hydrogène frais sur l’étoile la moins massive peut provoquer un emballement thermonucléaire en surface conduisant au phénomène de nova.

Encyclopédie Universelle. 2012.

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