Étoiles E-Book

Encyclopaedia Universalis

• Herausgeber: Encyclopaedia Universalis
• Kategorie: Bildung
• Sprache: Französisch

Seitenzahl: 65

Veröffentlichungsjahr: 2016

Beschreibung

L'observation à l'œil nu d'un ciel constellé d'étoiles montre que celles-ci ne sont pas réparties au hasard: elles tendent à se regrouper en une longue écharpe laiteuse qui parcourt la voûte céleste d'un bord à l'autre de l'horizon, et que nos ancêtres ont appelée la Voie lactée. Les philosophes ...

Leseprobe

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ISBN : 9782341003469

© Encyclopædia Universalis France, 2016. Tous droits réservés.

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Étoiles

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 milliards à 100 milliards d’étoiles, et l’on dénombre des millions de galaxies sur les images acquises par les grands instruments 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.

André BOISCHOT

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.

Reste de supernova N 63A. Le reste de supernova N 63A, dans le Grand Nuage de Magellan. L'étoile qui a donné naissance à la supernova était probablement cinquante fois plus massive que le Soleil.

Jean-Pierre CHIÈZE

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, 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 dans le temps de l’éclat d’une même étoile.

À cause des 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 a été 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&vbodo 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