Nébuleuse de la Lagune

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Nébuleuse Dumbell

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Couleurs et éclat des étoiles

  Astronomie théorique
Les étoiles
 
   
Vie et mort des étoiles
Noms des étoiles
Couleurs des étoiles
Eclat des étoiles
Etoiles multiples
Etoiles variables
   
   

Vie et mort des étoiles

Les étoiles sont des boules de gaz incandescentes qui produisent leur propre chaleur et leur propre lumière, comme notre Soleil.

Leur naissance se produit dans des nuages de poussière et de gaz gigantesques, que l'on appelle nébuleuses diffuses, telles la nébuleuse de la Lagune (M 8) au sein de laquelle des étoiles se forment probablement encore aujourd'hui. Certaines étoiles nouvellement nées sont visibles au centre de ces nébuleuses et forment souvent des amas, dont un est visible sur la photographie ci-contre.
Les étoiles commencent à se former lorsqu'une partie d'un nuage de gaz se brise en bulles individuelles à la suite de remous désordonnés. Ces bulles implosent alors progressivement sous l'effet de leur propre gravité. Tandis qu'elles se rétrécissent devenant plus petites et plus denses, les pressions et les températures augmentent jusqu'à ce que des réactions thermonucléaires se déclenchent en leur centre : l'étoile naît. Elle se met à éclairer tout le gaz et les poussières qui l'environnent, ce qui rend la nébuleuse visible.

Il semble que les étoiles ne naissent pas seules, mais en vastes groupes. On pense par exemple que la Grande Nébuleuse d'Orion contient suffisamment de matière pour former tout un amas d'étoiles.
L'amas des Pléiades (M 45, dans le Taureau) est un exemple d'amas d'étoiles récent. Les célèbres nébuleuses de la Lagune (M 8, dans le Sagittaire) et de la Tarentule (dans le Grand Nuage de Magellan) contiennent aussi des amas d'étoiles, facilement visibles par les astronomes amateurs.

Certaines nébuleuses ne contiennent pas d'étoiles qui les illuminent et sont donc sombres. On les appelle des nébuleuses obscures : c'est l'exemple de la nébuleuse de la Tête de Cheval, toujours dans Orion.

Les étoiles sont composées en grande partie d'hydrogène, élément le plus simple et le plus abondant de l'Univers. Par les réactions de fusion thermonucléaire, elles transforment cet hydrogène en Hélium.

Vers la fin de la vie d'une étoile, l'hydrogène s'épuise et c'est au tour de l'hélium puis d'autres éléments de subir la fusion. Ces modifications successives s'accompagnent d'un gonflement de l'étoile, provoquant une baisse de sa température de surface et donc une température de couleur plus froide. L'étoile devient alors une géante rouge qui peut arriver à englober les orbites de ses éventuelles planètes les plus proches.

Au bout d'un certain temps, tout le combustible nucléaire est épuisé et a été transformé en éléments plus lourds. L'étoile finit alors par exploser.
Les couches externes sont soufflées et se dispersent dans l'espace en formant une bulle en expansion rapide. Il s'agit d'une nébuleuse planétaire visible au télescope, telle la nébuleuse Dumbell.
Quant au noyau, il ne dispose plus de l'énergie thermonucléaire qui s'opposait à la force de gravité ; il s'effondre donc sur lui-même sous l'effet de sa propre gravité.

Selon la masse initiale de l'étoile, l'explosion est plus ou moins cataclysmique : elle est appelée nova ou supernova. Quant au noyau effondré sur lui-même, il peut avoir plusieurs devenirs : naine blanche, naine brune, étoile à neutrons (appelée aussi pulsar), ou trou noir.

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Noms des étoiles

On a donné aux étoiles différents noms et diverses appellations.

Beaucoup de noms sont d'origine arabe, comme Aldébaran, Bételgeuse et Rigel, mais d'autres sont d'origine grecque, comme Sirius et Procyon.
On désigne aussi les étoiles par des lettres grecques : c'est un système qui fut introduit par Johann Bayer en 1603.

Les étoiles auxquelles on n'a pas attribué de lettre grecque sont répertoriées par un chiffre et le nom d'une constellation, par exemple 61 Cygni. Ces nombres sont appelés nombres de Flamsteed parce qu'ils étaient joints au catalogue d'étoiles établi par l'astronome anglais John Flamsteed (1646-1719).

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Couleurs des étoiles

Une observation minutieuse à l'œil nu ou au télescope montre que certaines étoiles ont des couleurs distinctes.
Les couleurs les plus frappantes sont celles des géantes et des supergéantes rouges comme Aldébaran, Antarès et Bételgeuse.

La couleur d'une étoile nous indique la température de sa surface. Les étoiles rouges sont les plus froides, les oranges et les jaunes sont plus chaudes, tandis que les blanches et les bleues sont encore plus chaudes.

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Eclat des étoiles

L'éclat ou luminosité d'une étoile s'appelle la magnitude. Plus la magnitude est petite, plus l'objet est brillant.
Ce système fut inauguré vers 130 avant J.-C. par l'astronome grec Hipparque qui a divisé l'échelle de luminosité des étoiles visibles à l'œil nu en six classes de magnitudes.

Depuis Hipparque, l'échelle a été établie sur une base plus scientifique, de sorte qu'une étoile de sixième magnitude est exactement 100 fois plus faible qu'une étoile de première magnitude ; chaque degré de magnitude correspond à une différence d'éclat de 2,5 fois.

Certains astres sont plus brillants que la première magnitude. On leur a attribué des magnitudes nulles ou négatives. Ainsi Véga est de magnitude 0, Sirius de magnitude - 1,6, le Soleil de magnitude - 26,8.
Les étoiles plus faibles, non visibles à l'œil nu, ont des magnitudes supérieures à six. Les étoiles les plus faibles visibles avec les télescopes les plus puissants sont de magnitude 30 environ.

On distingue les magnitudes absolues, représentatives de l'éclat intrinsèque de l'étoile, des magnitudes visuelles ou apparentes, qui tiennent compte de la distance à laquelle on les observe.

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Etoiles multiples

Les télescopes permettent de se rendre compte que de nombreuses étoiles ne sont pas isolées mais qu'elles sont multiples. Ces systèmes sont appelés étoiles doubles, triples, quadruples, etc...

Dans certains cas, deux étoiles se trouvent sur la même ligne de mire lorsqu'on les regarde de la Terre, mais peuvent en réalité se trouver à des distances extrêmement différentes. Ce sont des doubles optiques.

Mais la majorité des étoiles doubles sont physiquement apparentées et orbitent l'une autour de l'autre sur de longues périodes de temps. Ce sont des étoiles binaires, comme Bêta Cygni, Gamma Leonis, Alpha Centauri et Alpha Crucis.
La plus brillante est appelée primaire, la moins visible secondaire.

Les paires d'étoiles très proches qui peuvent seulement être vues avec un spectroscope sont des binaires spectroscopiques.

Il existe des familles stellaires plus compliquées : des triples, des quadruples, et même des groupes plus vastes. L'étoile Castor, dans les Gémeaux, est un système de six étoiles unies par la gravité.

Certaines se rassemblent en amas ouverts de dizaines à plusieurs milliers d'étoiles, toutes nées à peu près en même temps et dans le même secteur de l'espace. Un exemple célèbre est l'amas des Pléiades, dont six où sept étoiles sont visibles à l'œil nu, alors que les télescopes permettent d'en découvrir jusqu'à 200.

Enfin, il existe aussi des systèmes encore beaucoup plus denses, les amas globulaires, qui contiennent des millions d'étoiles, comme M 15 (dans la constellation de Pégase). Contrairement aux amas ouverts, ils sont situés en périphérie des galaxies.

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Etoiles variables (Cf. Exposé)

Certaines étoiles n'ont pas un éclat constant. Leur luminosité varie sur des périodes allant de quelques jours à plusieurs années.
La première étoile variable que l'on découvrit fut une géante rouge appelée Mira Ceti, en 1596.

Il existe plusieurs catégories d'étoiles variables. En voici quelques-unes :

Les Céphéides :
Ce sont des étoiles dont la taille est soumise à des pulsations régulières. Par exemple, l'étoile Delta Cephei varie tous les 5,4 jours, passant de la magnitude 3,6 à 4,3.
Il existe une relation entre la période de variation d'une Céphéide et son éclat absolu  : plus sa période est longue, plus son éclat est grand. Cette relation est très utile car elle permet de calculer leur distance (et donc la distance des formations ou galaxies dans lesquelles elles se trouvent) grâce à un principe d'étalonnage.

Les binaires à éclipse :
Ce sont des étoiles doubles dont une des composantes passe de façon cyclique devant l'autre, vu de la Terre. L'éclat du système varie donc apparemment, par un phénomène d'éclipse ou d'addition des luminosités. C'est le cas d'Algol dont les variations ont été observées et expliquées en 1782 par John Goodricke.

Les novae :
Certaines étoiles ont un éclat éruptif. Ce sont des novae (mot qui signifie "nouvelle").
Une nova apparaît brutalement là où aucune étoile n'était visible, puis sa luminosité décline progressivement jusqu'à ce qu'on la perde de vue.

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