Les étoiles

Toutes les étoiles que nous voyons sont d'immenses boules de gaz chaud et lumineux en rotation. Elles naissent, vivent des millions ou des milliards d'années et meurent. La masse d'une étoile, soit la quantité de gaz qu'elle contient, détermine sa durée de vie et les phases de son évolution. Les étoiles que nous voyons varient en température, en luminosité et de couleur.

Couleur et température :

A première vue, toutes les étoiles paraissent de la même couleur, mais un examen plus attentif révèle qu'elles peuvent être bleues, blanches, jaunes, orange ou rouges. On peut déterminer la température d'une étoile d'après sa couleur : les étoiles bleues sont les plus chaudes, les blanches sont moins chaudes, puis viennent les jaunes, les oranges et les rouges.

La vie d'une étoile :

Les étoiles naissent d'un nuage de gaz et de poussières qui se concentre en son milieu. Dans le noyau, l'hydrogène se transforme en hélium et l'étoile se met à briller. Après des millions ou milliards d'années, l'étoile s'éteint peu à peu. Les étoiles de type solaire se dilatent et éjectent de la matière en mourant. Les étoiles massives deviennent énormes et très lumineuses avant d'exploser. Le soleil est une étoiles jeune actuellement au milieu de sa vie.

La majorité des étoiles que nous voyons dans le ciel sont isolées, mais beaucoup appartiennent à un système stellaire double ou multiple, où chaque composante participe à l'éclat de l'étoile, telle que nous la voyons de la Terre.

Les étoiles dont la magnitude n'est pas constante sont dites variables. Pour quelques unes d'entre elles la variabilité n'est qu'apparente : il s'agit, dans la plupart des cas, d'étoiles qui font partie de systèmes binaires. Dans d'autres cas, lorsque le plan orbital du système est plus ou moins aligné avec la ligne de vue de l'observateur, l'une des étoiles peut être éclipsée par sa compagne et apparaît moins brillante.

A côté des étoiles variables, on trouve également les variables intrinsèques dont les variations de luminosité sont dues aux modifications des paramètres physiques, comme par exemple le rayon et la température. A l'heure actuelle, environ 30 000 ont été répertoriées uniquement dans notre galaxie. On observe, pour certaines d'entre elles, des variations de magnitude épisodiques qui peuvent se répéter à intervalles irréguliers : ce sont les étoiles variables éruptives ou cataclysmiques. Pour d'autres étoiles en revance, la magnitude peut varier de manière extrêmement régulière et les modulations observées peuvent également être périodiques. Les étoiles de ce type sont appelées variables pulsantes.

Toutes les étoiles naissent dans un groupe ou amas d'étoiles : les amas serrés ou globulaires sont formés de vieilles étoiles qui sont restées ensemble depuis leur naissance et le resteront, tandis que les amas ouverts sont des groupes d'étoiles chaudes et jeunes, qui se sépareront au cours du temps.

Les naines blanches :

Les naines blanches sont des étoiles de petites dimensions. Même si leur masse est comparable à celle d'une étoile comme le Soleil, leurs dimensions sont, en fait, celles d'une planète comme la Terre. Leur rayon est de l'ordre de seulement 6000 Km, soit à peu près un centième du rayon du Soleil. Etant donné leur masse et leurs dimensions, il s'agit d'étoiles présentant une densité extrêmement élevée. Cette densité élevée signifie également que le champ gravitationnel de l'étoile est considérablement plus important, soir environ 100 fois celui du Soleil à masse égale.

Les naines blanches, ainsi que les autres étoiles qui se sont effondrées, ne présentent plus d'activité nucléaire. Elles sont notamment le résultat de l'effondrement gravitationnel des étoiles de masse inférieure à environ quatre masses solaires après que celles-ci ont épuisé toutes les possibilités de réation de fusion nucléaire. Lorsque c'est le cas, l'étoile a un ultime sursaut de vie en passant par le stade de géante rouge, pendant lequel se produit la fusion de l'hélium dans le noyau. Lorsque l'hélium est également épuisé, l'étoile traverse différentes phases d'instabilité et se contracte lentement sur elle-même. C'est probablement pendant ces phases qu'elle libère de la matière en excès qui est rejetée dans l'espace sous la forme de vent stellaire. Ces masses énormes de gaz forment des nébuleuses appelées nébuleuses planétaires.

Même s'il n'y a plus de réaction nucléaire à l'intérieur de la naine blanche, la température du noyau est très élevée à cause de la pression. Cette chaleur se diffuse vers la surface de l'étoiles d'où elle irradie dans l'espace. Ces températures tendent à se refroidir progressivement jusqu'à ce que la naine blanche devienne invisible. Les naines blanches "jeunes" présentent des températures de surface de l'ordre de 20 000 à 30 000 °C. C'est pourquoi elles paraîssent blanches tandis qu'une étoile comme le Soleil (7000 °C) paraît jaune. Malgré la température de surface élevée, les petites dimensions font que la luminosité est très modérée et que les naines blanches sont donc des étoiles peu visibles, avec une magnitude de l'ordre de 12 à 16 : 10 millions à 100 millions de fois plus faibles que le Soleil. L'existance des naines blanches est très longue, et il est donc possible d'en voir un grand nombre.

Les supernovas :

Les supernovas sont des évènements spectaculaires qui marquent la conclusion de l'évolution d'une étoile de grande masse. Au cours d'explosions violentes, une quantité d'énergie comparable à celle émise par une étoile tout au long de son existance est libérée en quelques secondes.

Les mécanismes qui provoquent ces explosions varient selon que l'étoile mourante appartient à un système binaire ou est isolée. Dans le premier cas, l'explosion de supernova se produit seulement si l'étoile compagne est une naine blanche. Dans certaines conditions, la naine blanche est liée gravitationnellement à son étoile compagne, et en absorbe la matière des couches superficielles, qui se réchauffe. Si elle dépasse la limite de masse à laquelle se forme une simple nova, des réactions nucléaires s'enclenchent, conduisant à destruction.

Dans le deuxième cas, c'est l'étoile qui explose après que tous les cycles de fusion nucléaire interne ont lieu. A ce stade, la gravité a le dessus et l'étoile se contracte rapidement. Le réchauffement soudain qui s'ensuit déclenche, dans le noyau, des réactions nucléaires incontrôlées qui libèrent de l'énergie sous forme d'explosion, provoquant la destruction de l'étoile. L'explosion laisse derrière elle un nuage de gaz en expansion appelé résidu de supernova.

Les supernovas sont facilement identifiées grâce à leur courbe de lumière caractéristique. La supernova est, en effet, caractérisée par une augmentation rapide de la luminosité qui dure quelques jours jusqu'à atteindre un maximum pour se stabiliser à ce niveau pendant une dizaine de jours. Puis sa luminosité diminue de manière discontinue pour ensuite décroître régulièrement. En interprétant la courbe de lumière, il est possible de remonter à la dynamique de l'explosion et d'en étudier l'évolution.

Les étoiles à neutrons :

Ces étoiles sont des objets dont la masse est 1,5 fois celle du Soleil, elles sont concentrées sur un rayon de seulement 10 Km. Comme le nom l'indique, elles sont essentiellement formées de neutrons, particules élémentaires privées de charge électrique, et regroupées avec les protons dans les noyaux des atomes. Etant donné la température élevée à l'intérieur de l'étoile, la matière est ionisée, ce qui veut dire que les électrons sont libres. Alors que la surface est composée essentiellement de noyaux ordinaires ionisés, plus on va vers l'intérieur de l'étoile, plus le pourcentage de neutrons augmente jusqu'à annuler complètement le pourcentage de protons. Les étoiles à neutrons sont le résultat de l'évolution des étoiles de grande masse (supérieure à 8 masses solaires). Lorsqu'elle arrive à la fin de tous les cycles possibles de fusion nucléaire, elle explose violemment. Tandis que les couches les plus externes de l'étoiles sont rejetées dans l'espace, le noyau, quant à lui, subit un fort effondrement gravitationnel, atteignant une densité très élevée et se transformant en étoiles à neutrons. Suite à l'effondrement, le mouvement de rotation de l'étoile s'accélère jusqu'à quelques dizaines de millisecondes. C'est l'une des caractéristiques du pulsar.

Le pulsar :

Le nom pulsar est l'abréviation de l'anglais "pulsing star", qui veut dire étoile pulsante. La principale caractéristique de ces objets, en effet, est qu'ils n'émettent pas de radiation en continu, mais sous la forme de pulsations radio régulières. Par ailleurs, ces pulsations sont extrêmement rapides. La durée d'une seule impulsion, ou période, peut aller de quelques dizaines de millisecondes à quelques dizaines ou centaines de secondes au maximum.

Même si la forme d'une impulsion et sa période varient d'un pulsar à un autre, elles sont plus ou moins constantes pour chacun d'entre eux, et les variations ne peuvent se détecter que sur des périodes très longues. Etant donné la régularité de leurs pulsations, les pulsars peuvent être comparés à de véritables chronomètres cosmiques.

Les lignes du champ magnétique et l'émission du pulsar de Véla, obtenus en combinant plusieurs images prises par le télescope en orbite Chandra.		Image composite visible/rayon X du pulsar du Crabe, né d'une supernova, montrant le gaz environnant la nébuleuse agitée par le champ magnétique et le rayonnement du pulsar.

Les étoiles doubles :

Beaucoup d'étoiles apparaissent comme des points lumineux doubles car elles ont un compagnon. Si les deux étoiles n'ont aucun rapport entre elles, elles ne forment qu'une paire, liées physiquement et proches l'une de l'autre. Ce sont des binaires.

Etoiles doubles de même masse : Si les deux membres d'un système double ont la même masse, les étoiles tournent autour d'un centre situé à mi-distance entre elles.
Etoiles doubles de masses différentes : Quand l'un des membres d'un système multiple est plus massif que l'autre, le centre de gravité est près de l'étoile la plus lourde.
Etoiles multiples : Sur ce dessin, quatre étoiles de même masse forment deux paires qui tournent autour du centre de gravité de l'ensemble.

Les variables cataclysmiques sont des étoiles binaires composées d'une étoile comme une géante rouge et d'une naine blanche. Les naines blanches sont des étoiles de masse solaire qui, arrivées à la fin de leur existence, se sont contractées jusqu'à avoir les dimensions d'une planète. Les deux étoiles du système suivent des orbites très proches avec des périodes orbitale de quelques heures. Leur distance orbitale étant réduite, elles interagissent, donnant naissance à des phénomènes spectaculaires. La naine blanche est liée à son étoile compagne, extrayant du gaz de ses couches superficielles. En migrant, le gaz se réchauffe et atteint une température de l'ordre de 100 millions de degrés à proximité de la surface de la naine blanche où la force gravitationnelle est à son maximum. Appelées novas, elles sont classées en fonction des caractéristiques de leur courbe de lumière pendant la phase de variabilité.

Image de l'enveloppe en expansion de la nova du Cygne 1992, prise par le télescope spatial Hubble.

Représentation d'une variable cataclysmique. La naine blanche se trouve au centre du disque.

L'étoile Albireo marque la tête du Cygne. Ces jumelles montrent qu'elle forme en réalité une paire d'étoiles de couleurs différentes. La plus brillante est jaune, l'autre bleue.

Les étoiles binaires spectroscopiques :

La spectroscopie stellaire permet de vérifier, grâce à l'effet Doppler des raies spectrales, si deux étoiles proches sont effectivement liées ou si leur proximité est purement un effet de persepective.

Grâce à cette technique, il est possible d'identifier des étoiles binaires trop proches l'une de l'autre pour pouvoir être détectées comme étoiles binaires visuelles par les télescopes. Les étoiles binaires qui présentent la signature caractéristique de l'effet Doppler dans les splectres sont appelées binaires spectroscopiques.

L'effet Doppler appliqué aux ondes lumineuses a été extrêmement important dans la formulation de la théorie de l'expansion de l'univers, démontrée par les spectres électromagnétiques des étoiles et des galaxies qui, plus elles sont éloignées de nous, plus elles tournent autour des fréquences du rouge, c'est à dire qu'elles s'éloignent toujours plus rapidement.

Amas stellaires : Toutes les étoiles naissent dans un amas, mais certaines seulement restent ensemble toute leur vie : les amas ouverts, de quelques étoiles à quelques milliers, se séparent, tandis que les dizaines ou centaines de milliers d'étoiles d'un amas globulaires restent ensemble. Les amas ouverts sont formés d'étoiles jeunes et lumineuses et n'ont pas de structure définie. Ils varient en taille et en forme.

Les amas globulaires sont des essaims d'étoiles vielles dont la concentration augmente vers le centre, et sont généralement de forme sphériques. On en connaît environ 150 dans notre galaxie, dont la moitié sont visibles avec des jumelles.

Pour savoir si certaines étoiles appartiennent à un même amas, et donc s'il s'agît d'astres qui sont proches dans l'espaces et qui n'apparaissent pas proches simplement par un effet de perspective, il faut en étudier le mouvement et mesurer leur distance par rapport à notre planète. Les étoiles appartenant à un même amas ont tendance à se déplacer dans une même direction. Par ailleurs, si certaines étoiles, apparemment proches les unes des autres, se trouvent également à la même distance du système solaire, on peut penser qu'elles sont reliées par la force de gravité formant ainsi un amas ouvert.

Toutes les étoiles appartenant à un même amas ouvert sont homogènes. En effet, elles sont toutes nées de la même nébuleuse de gaz et avaient donc la même composition chimique. Par ailleurs, on pense qu'elles sont nées à la même période et que par conséquent, elles ont le même âge. En général, les amas ouverts sont des objets composés d'étoiles relativement jeunes et sont, en grande partie, déployés dans les bras de la Voie lactée. Les étoiles des amas ouverts sont liées entre elles par la force de gravité. Ce lien n'étant pas très fort, les amas ouverts se désagrègent lentement.

Les amas globulaires sont nés au départ de la formation de notre galaxie et sont distribués dans une sphère autour de la Voie lactée. Les régions centrales des amas globulaires sont extrêmement denses, environ mille fois plus que la région proche du Soleil. Ce n'est qu'au cours de la dernière décennie qu'on a résolu la question des noyaux, c'est à dire qu'on a pu observer distinctement les objets qui s'y trouvent. Observer l'intérieur des amas globulaires permet de mieux étudier la dynamique des étoiles qui en font partie. Cela est important pour obtenir des informations sur les corps liés par la force de gravité, comme c'est le cas pour les amas, et étudier les interactions entre les étoiles qui les composent.