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Astrophysique3030

L'astrophysique au collégial - Martin Aubé et François Gaudreau 2012

Le Mouvement des astres

Détermination des vitesses

Pour un observateur terrestre, le mouvement quelconque d'un astre est déterminé à partir de deux composantes distinctes: la vitesse radiale et la vitesse transverse (figure 27).

La vitesse radiale est mesurée le long de la droite imaginaire joignant l'astre à l'observateur (ligne de visée). Pour des objets rapprochés et de rayon constant, cette vitesse peut être mesurée en étudiant la variation du diamètre apparent. Dans le cas des étoiles une telle mesure est difficilement accessible en raison de leur trop faible diamètre apparent. Le diamètre apparent d'une étoile est inférieur à la limite de résolution des meilleurs télescopes. Il y a néanmoins une autre technique permettant de déterminer la vitesse radiale. On tire profit du fait que la longueur d'onde de la lumière émise par un objet sera diminuée ou augmentée selon que l'objet s'aproche ou s'éloigne de l'observateur (figure 28). La lumière d'une étoile s'éloignant de l'observateur sera notamment décalée vers le rouge. C'est l'effet Doppler qui permet de relier le décalage en longueur d'onde observé avec la vitesse de l'objet. Pour effectuer une mesure de vitesse radiale, on doit d'abord décomposer la lumière de l'étoile en ses différentes longueur d'ondes (spectre). On repère ensuite une raie spectrale caractéristique d'un gaz bien connu en laboratoire. La comparaison entre la longueur d'onde de la raie telle que mesurée en laboratoire et de la longueur d'onde de la raie émise ou absorbée par l'objet permet en soi de déterminer la vitesse radiale et ce indépendamment de la distance de l'objet étudié.

La seconde composante de la vitesse est perpendiculaire à la vitesse radiale. Il s'agit de la vitesse transverse. La vitesse transverse est mesurée à partir de deux clichés d'un même objet espacés de plusieurs dizaines d'années. A partir de ces clichés, on mesure facilement la vitesse angulaire qu'on convertit en vitesse métrique en considérant la distance de l'objet. Cette vitesse est donc généralement moins bien connue en raison de l'incertitude sur la détermination des distances en astronomie.

Il est possible de mesurer la vitesse de rotation d'une étoile sur elles-mêmes. On peut s'attendre, en raison de l'effet Doppler, à ce que la lumière émise par une étoile en rotation soit décalée à la fois vers le rouge et vers le bleu. Il en résulte un élargissement des raies spectrales. On ne peut malheureusement pas en déduire directement la vitesse de rotation car on ne connaît pas l'inclinaison de l'axe de rotation de l'étoile. On peut toutefois estimer la vitesse moyenne sur un échantillon d'étoiles à partir de méthodes statistiques en supposant que les inclinaisons soient réparties de façon aléatoires et que toutes les vitesses de rotation sont du même ordre de grandeur. La mesure de la vitesse de rotation d'une étoile est grandement facilitée par l'étude spectroscopique d'un système binaire à éclipse. Lorsque le plus petit élément du système passe derrière le plus gros on observera tantôt que sa partie animée d'une vitesse de fuite sera occultée alors que ce sera par la suite la partie animée d'une vitesse d'approche qui sera occultée. La forme de la raie en est donc modifiée de façon asymétrique (figure 29).

On utilise aussi ce type d'analyse de la structure d'une raie pour déduire la distribution des vitesses dans un nuage interstellaire. Il est rare dans un système à plusieurs particules que ces dernières possèdent toutes la même vitesse. Le maximum de la raie d'émission est représentative de la vitesse moyenne du gaz alors que sa largueur à mi-hauteur caractérise la dispersion des vitesses. De telles distributions des vitesses peuvent être attribuées à une origine thermique, ou à des mouvements turbulents.

Le mouvement dans le milieu interstellaire

Les régions HII sont formées par l'ionisation d'un nuage moléculaire. Les étoiles responsables de telles ionisations sont chaudes et lumineuses (figure 56). Après leur naissance, ces étoiles chauffent le gaz environnant par rayonnement et par l'émission de vent stellaire. Cet échauffement entraîne une dilatation du gaz. Les jeunes régions HII sont donc généralement animées d'un mouvement d'expansion. Lorsque la région HII est située en périphérie du nuage moléculaire, il peut se produire un déversement du gaz chaud ionisé dans le milieu inter-nuage de plus faible densité. La vitesse caractéristique de cette fuite de gaz est de l'ordre de 10 km/sec. Dans les régions HII géantes (environ 1000 parsec de diamètre), où on retrouve des associations OB (étoiles jeunes et chaudes) contenant quelques centaines d'étoiles, le processus de supernova contribue largement à l'expansion du gaz ionisé. La durée de vie de ces étoiles est courte en raison de leur grande masse. On estime qu'il y a environ une supernovae par million d'année. Les simulations hydrodynamiques montrent que dans de telles régions, la séquence de supernovae a pour effet de creuser une cavité de gaz très chaud (1 000 000 de degrés) et de faible densité. La région HII prend alors la forme d'une coquille en expansion. Cette vitesse d'expansion atteint quelque dizaines de km/sec. Si l'association est suffisamment importante, et si la densité du disque galactique décroît assez rapidement, on peut assister à l'éclatement de cette bulle en expansion. Le gaz chaud contenu à l'intérieur de la bulle est alors déversé dans le halo galactique (blowout). Le gaz est déversé à une vitesse de l'ordre de 1000 km/sec.

On observe aussi des mouvement d'expansions au sein de nébuleuses planétaires (figure 58) et de restes de supernovae (figure 59). Ces nuages sont en effet obtenus de l'éjection des couche externes d'une étoile. On retrouve toujours une naine blanche au centre d'une nébuleuse planétaire. La radiation ultraviolette émise par cette étoile est responsable de l'ionisation de la nébuleuse. Dans le cas de restes de supernovae, l'étoile centrale est soit une étoile à neutron ou un trou noir. Les restes de supernovae émettent des raies bien caractéristiques en raison des ondes de choc qui les traversent. On arrive a estimer l'âge minimal de ces deux derniers types de nébuleuses à partir de la vitesse d'expansion et de la dimension du nuage.

Le mouvement des étoiles dans les galaxies

L'observation des étoiles a révélé qu'une forte proportion d'entre elles appartiennent à des systèmes binaires. Ces étoiles doubles sont liées par la force de gravitation. Chaque membre du système effectue une orbite elliptique autour de leur centre de masse commun. Lorsque la composante transverse de ces mouvements est observable (période de rotation inférieure à 2000 ans), il s'agit d'une étoile double visuelle. Dans un tel cas, on peut facilement déterminer les deux composantes de la vitesse et ainsi déduire les caractéristiques orbitale des éléments du système. Toutefois, pour la plupart des étoiles binaires, la composante transverse est inobservable soit parce que la période est trop longue ou soit parce que la séparation angulaire entre les étoiles est trop faible (périodes trop courtes). Les binaires spectroscopiques sont des étoiles binaires angulairement trop rapprochées pour être observées distinctement. On utilise alors la spectroscopie pour déceler un variation cyclique de la position des raies. Les raies sont généralement dédoublées pour le cas de systèmes composés de deux objets lumineux. Si par contre il y a une composante sombre, on observe une seule raie mobile. Pour être observables, le plan orbital de ces binaires ne doit évidemment pas être superposé à celui de la voûte céleste car en ce cas, la vitesse radiale est nulle. Le problème de la détermination des orbites est très difficile à surmonter car on ne connaît pas l'inclinaison du plan de l'orbite. Le problème est toutefois beaucoup plus simple dans le cas des étoiles variables à éclipses car dans ce cas, il est évident que le plan orbital est orienté dans la direction de l'observateur.

Les étoiles variables pulsantes comme les céphéides connaissent des variations cycliques de luminosité en raison de la modification des propriétés de leur couches superficielles. La lumière émise par ces couches se voit donc alternativement décalée vers le rouge puis vers le bleu. Ce type d'observation spectroscopique permet comme nous l'avons déjà vu de déterminer le rayon de tels objets. Des mouvements d'expansions sont aussi observés lors de novae et de supernovae.

Les étoiles possèdent aussi une vitesse de rotation sur elles-mêmes. Bien que cette données soit difficilement mesurable, il existe de méthodes permettant d'avoir tout au moins un estimé de cette vitesse. Les pulsars sont probablement les seules, exception faite du soleil, dont on peut déterminer sans équivoque la vitesse de rotation. Les pulsars sont comme nous l'avons déjà mentionné des étoiles à neutrons qui émettent périodiquement des éclairs radio, X ou visibles. Cette période, correspondant à la période de rotation de l'étoile sur elle-même, est généralement inférieure à 1 seconde. Pour supporter une telle rotation le diamètre de l'étoile soit être très petit. On peut expliquer une aussi grande vitesse de rotation à partir de la conservation du moment cinétique et de la théorie de l'évolution stellaire. Nous avons vu que l'étoile à neutron est obtenue par l'effondrement d'une étoile massive. Un tel effondrement est nécessairement accompagné d'une augmentation considérable de la vitesse angulaire. Le même phénomène se produit à petite échelle lorsqu'une patineuse artistique rapproche ses membres de son corps alors qu'elle est en mouvement de rotation.

Le mouvement des galaxies et les interactions

On décompose le mouvement des galaxies en deux composantes. La première provient de l'expansion de l'univers. Cette vitesse, mesurée grâce à l'effet Doppler est proportionnelle à la distance de la galaxie. La constante de proportionnalité ou constante de Hubble est comprise entre 50 et 100 km s-1 (Mpc)-1. L'incertitude sur la constante de Hubble provient de la détermination de l'extinction interstellaire. La relation linéaire découverte par Hubble, montre une certaine dispersion. Cette dispersion est principalement due à l'incertitude sur la distance pour les galaxies lointaines. Pour les galaxie rapprochée, la dispersion de la relation est due à la distribution des vitesses au sein de groupes ou d'amas de galaxies. On attribue cette distribution des vitesse aux interactions gravitationnelles entre les galaxies appartenant à un même amas. Une partie de cette distribution peut aussi être associée aux fluctuations de vitesses présentes à la formation de l'univers. L'importance des interaction gravitationnelles est mise en évidence par l'observation de collisions entre galaxies.

Les galaxies spirales possèdent aussi des vitesses de rotation non négligeables (figure 40). Nous avons déjà discuté de l'impact de la trop lente décroissance radiale de la vitesse de rotation sur le problème de la détermination de la masse des galaxies et de la densité de l'univers dans son ensemble (section 2.5).