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Les
étoiles
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Vie
et mort des étoiles |
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Noms
des étoiles |
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Couleurs
des étoiles |
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Eclat
des étoiles |
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Etoiles
multiples |
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Etoiles
variables |
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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'il 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'il
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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