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Astrophysique4010

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

La grande famille des étoiles

Il existe une très grande variété d'étoiles qui se distinguent par leur masses ainsi que par leur stade d'évolution. On retrouve des étoiles un million de fois moins volumineuses jusqu'à un million de fois plus volumineuses que le Soleil (figure 16). Toutefois l'éventail de masses est beaucoup plus réduit. La majorité des masses stellaire sont comprises entre le dixième de la masse solaire jusqu'à 60 fois la masse solaire (M⊙). Quant à leurs luminosités, elle varient d'un centième à un million de fois la luminosité solaire. Les étoiles sont très éloignées les unes des autres. La distance de la plus proche étoile après le Soleil vaut environ 4.5 années-lumière (a.l.). Une année lumière est une unité de longueur très utile en astronomie elle correspond environ à 9 467 000 000 000 kilomètres, soit la distance parcourue par la lumière en un an. Il arrive assez fréquemment que quelques étoiles soient regroupées et gravitent les unes autour des autres. On appelle ces étoiles; étoiles doubles ou multiples selon leur nombre.

On classe généralement les étoiles selon leur couleur et leur luminosité. La couleur d'une étoile est directement reliée à sa température. On peut comprendre ce phénomène par l'étude du modèle du corps noir en physique. Intuitivement on connaît bien ce phénomène car si on chauffe un métal sa couleur passera successivement par l'infrarouge, le rouge, l'oranger, le jaune, le blanc, le vert, le bleu, le violet, etc... L'observation des étoiles à l'oeil nu permet de distinguer ces teintes. Les étoiles orangées sont donc plus froides que les étoiles bleutées.

La luminosité apparente de l'étoile est étroitement reliée à la fois à la masse de l'étoile, à son âge, et à sa distance. On conçoit très bien qu'une même étoile placée à différentes distances n'aura pas toujours la même luminosité apparente. Il est donc à prime abord assez ardu de distinguer une étoile très brillante éloignée d'une étoile peu brillante mais rapprochée. Cette distinction est d'autant plus difficile à faire que la distance d'une étoile est difficile à mesurer. Pour mesurer la luminosité apparente d'une étoile, on utilise l'échelle logarithmique des magnitudes.

La magnitude de certaines étoiles montre une variation plus ou moins cyclique. Ces étoiles variables sont soit le siège d'instabilités internes, ou soit des variables à éclipses. Les variables à éclipses sont des étoiles doubles qui sont orientées de telle sorte qu'à l'occasion une étoile cache l'autre et vice-versa. Ces étoiles sont toutefois trop éloignées pour être observées individuellement. Ainsi lorsque les étoiles s'éclipsent on a un minimum d'intensité, alors que lorsqu'elles sont côte à côte on observe un maximum d'intensité (figure 13).

Figure 13: Étoiles variables à éclipses - Crédits: Martin Aubé CC BY 3.0

Une étude plus détaillée de la lumière des étoiles est rendue possible grâce à l'utilisation d'un spectroscope. Le spectroscope décompose la lumière en ses différentes couleurs à la façon d'un arc-en-ciel. Le spectre d'une étoile possède à peu près l'apparence de la figure 14. Le maximum de ce spectre en forme de cloche détermine la couleur de l'étoile et par conséquent sa température. La structure en dent de scie est due à la présence de différents éléments chimiques dans l'atmosphère stellaire. L'étude de cette section de spectre permet de déterminer la composition chimique de l'étoile.

On peut distinguer plusieurs phases stellaires, les étoiles les plus communes sont les étoiles de la branche principale. Le séjour sur la branche principale correspond à la plus grande période de la vie d'une étoile. Durant cette phase, l'étoile fusionne l'hydrogène contenue dans son noyau. Le soleil est actuellement dans cette phase. Il existe une grande variété de masse stellaires à l'intérieur d'une même phase.

La phase des géantes est un peu plus spectaculaire. Les géantes et les supergéantes ne se distinguent pas par leur masse mais par leur dimensions monstrueuses. A titre indicatif, si le soleil était une géante rouge de même masse, son rayon engloberait l'orbite de mercure. Les géantes rouges sont donc des étoiles dilatées. La dilatation d'une étoile entraîne nécessairement une diminution de sa densité car la masse totale est à peu près conservée. La température de surface des géantes rouges est relativement basse en dépit du fait que la température du coeur est significativement plus élevée que celle des étoiles de la branche principale. C'est en effet l'hélium qui fusionne au coeur des étoiles géantes. La faible température de surface explique la couleur rouge observée.

Figure ###: Taille relative des diverses étoiles du Soleil à la supergéante rouge Antarès - Crédits: Martin Aubé CC BY 3.0

La troisième grande phase correspond à la fin de la vie des étoiles. Ces cadavres stellaires soulèvent l'intérêt des néophytes en raison de leurs propriétés surprenantes. On compte trois principaux type d'étoiles ayant atteint un stade avancé de leur évolution; les naines blanches, les étoiles à neutrons, et les trous noirs. Ces étoiles sont dites compactes en raison de leur très fortes densités. Les naines blanches sont les moins massives (moins de 1.4 masse solaire) et les moins denses. Un dé à coudre d'une telle matière pèse environ 1 tonne. Si on ramenait la terre à la même densité, elle aurait un diamètre approximatif de 100 km. La couleur de ces étoiles s'étale du blanc au bleu comme le nom l'indique. Ce sont donc des étoiles relativement chaudes. Leur taille est comparable à celle d'une planète comme la terre.

Les étoiles à neutrons sont le site d'importants champs magnétiques. Un rayonnement radio s'en échappe dans la direction des pôles magnétiques. S'il arrive que cette direction pointe occasionnellement vers la terre, on est alors en présence d'un pulsar (figure 15). En effet le pulsar est une étoile à neutron tout à fait normale. Comme les étoiles à neutrons tournent très rapidement sur elle-même, elles se comportent comme un phare. On observe aussi une variation cyclique dans le domaine de rayons X. La région des pôles magnétiques sont en effet d'importantes sources de rayons X (points chauds). La période de rotation d'une étoile à neutron dure typiquement moins d'une seconde. Cette grande vitesse de rotation s'explique par le fait que l'étoile à neutron est obtenue de la contraction d'une étoile plus volumineuse. Lors de telles contractions, la vitesse angulaire augmente pour les mêmes raisons physiques qui permettent aux patineuses artistiques de tourner sur elles-mêmes très rapidement. On a découvert les étoiles à neutrons en cherchant à recevoir des émissions radio provenant d'une ou de plusieurs civilisations extra-terrestre dans le cadre du programme SETI. En effet ces signaux radio réguliers étaient difficiles à associer à un phénomène purement astronomique. De nouveaux modèles théoriques ont toutefois rapidement été développés pour interpréter ces signaux beaucoup trop réguliers et monotones pour être l'oeuvre d'une civilisation intelligente. Le diamètre typique d'une étoile à neutrons est estimé à 10 kilomètres soit la dimension d'une grosse montagne. Un dé à coudre de cette matière possède une masse de 1 milliards de tonnes. A une telle densité, la masse de la terre est contenue dans une sphère d'environ 100 m de diamètre.

Les trous noirs sont les objets les plus compacts de l'univers. Ce sont aussi les étoiles les plus mystérieuses. Une bonne part du mystère est due au fait qu'à l'intérieur d'une certaine distance du trou noir, il devient impossible de prédire ce qui peut se passer. Aucune théorie physique ne permet d'expliquer le comportement de la matière en de telles régions. Outre l'absence de théories, il est aussi impossible d'observer ces régions en raison du fait que la lumière ne peut s'en échapper. La frontière de l'inobservable est appelé horizon du trou noir. Cette distance minimale est généralement évaluée à un rayon d'environ 3 kilomètres pour un trou noir ayant une masse comparable à celle du soleil. On prétend que la dimension réelle des trous noirs pourraient être inférieure à celle d'un grain de sable. Le trou noir agit comme aspirateur cosmique avalant tout ce qui passe à proximité et augmentant par le fait même son rayon d'action. Notons toutefois que la théorie quantique prévoit, par le processus d'effet tunnel, qu'une faible émission d'énergie peut s'échapper d'un trou noir. C'est le processus d'évaporation d'un trou noir. Ainsi, un trou noir situé dans une région de vide absolu sera éventuellement amené à disparaître. On peut observer les trous noir indirectement grâce aux rayons X émis lorsqu'ils absorbent de la matière. De telles observations ont permis de révéler l'existence de quelques trous noirs. On croit qu'il en existe un nombre beaucoup plus grand inobservable. Il est en effet assez peu probable qu'il y ait de la matière à absorber à proximité de tous les trous noirs considérant l'importance du vide interstellaire.

Age de l'image de la plus proche étoile après le Soleil: 4.5 années.