Les étoiles

Auteur: Noël Robichon, Yves-Paul Viala

Introduction

introductionIntroduction

Ce chapitre a pour but de vous expliquer ce qu'est une étoile : pourquoi elle brille, comment elle se forme et évolue. Nous commencerons par examiner quelles caractéristiques des étoiles peuvent être déduites de l'observation (taille, masse, luminosité...) avant de déduire ce que cela nous apprend de leur évolution par l'intermédiaire d'un diagramme fondamental : le diagramme de Hertzsprung-Russell.


Constellations et noms d'étoiles


Introduction

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La voûte céleste est constellée de myriades d'étoiles.

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Une partie de la Voie Lactée autour des constellations de Persée et Cassiopée.
Crédit : J.P. Stanley. http://flickr.com/photo_zoom.gne?id=268504345&size=l

Le ciel à l'œil nu

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Carte du ciel (ascension droite en abscisse, déclinaison en ordonnée), avec toutes les étoiles de magnitude plus brillante que 6. La taille du symbole est proportionnelle à la magnitude, et la couleur représente le type spectral. La région la plus riche en étoiles est notre Galaxie, vue par la tranche.
Crédit : BSC/ASM

Une multitude d'objets sont visibles de nuit. Sous un ciel sans nuage, sans Lune et sans pollution lumineuse, plusieurs milliers d'étoiles sont visibles à l'œil nu. Malheureusement, ce nombre est de plus en plus restreint par l'activité humaine (éclairage urbain...) et, dans le centre des grandes villes, au mieux quelques dizaines d'étoiles sont visibles.

En plus de ces étoiles, outre la Lune et les cinq planètes visibles à l'œil nu (Mercure, Vénus, Mars, Jupiter et Saturne), le ciel est barré par la Voie Lactée, grande bande laiteuse (d'où son nom), faiblement lumineuse, aux contours flous. En la parcourant à l'œil ou aux jumelles, on se rend compte qu'elle est composée de zones brillantes et de zones sombres, de nébuleuses, d'étoiles en amas... Au télescope, elle se décompose en une nuée d'étoiles. La Voie Lactée n'est, en effet, que le disque de notre Galaxie vue par la tranche. Par extension, notre Galaxie porte ainsi le nom de Voie Lactée.

D'autres objets sont également visibles : des nébuleuses qui peuvent être extérieures à notre Galaxie - comme les Nuages de Magellan ou la nébuleuse d'Andromède, qui sont des galaxies proches de la nôtre - ou, au contraire, des éléments de notre Galaxie - comme la nébuleuse d'Orion, un nuage interstellaire, ou des groupes de millions d'étoiles liées par la gravitation appelés « amas globulaires » qui, comme la Voie Lactée, ne sont pas résolus en étoiles par l'œil.


Constellations

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Constellation d'Orion tirée de l'Uranométrie de Bayer, 1603.
Crédit : Linda Hall Library of Science, Engineering and Technology, Kansas City

Parmi les étoiles de notre Galaxie, la Voie Lactée, seules 6000 à 7500 sont visibles à l'oeil nu (sur l'ensemble du ciel). Pour se repérer dans le ciel, les astronomes des siècles passés ont dessiné arbitrairement sur la sphère céleste des figures reliant les étoiles les plus brillantes qu'ils ont nommées constellations. Les noms des constellations boréales (situées dans l'hémisphère nord) nous viennent principalement de l'antiquité, et sont des personnages (Andromède, Cassiopée...), des animaux (le Cygne, la Grande Ourse...), ou des objets (la Lyre, la Balance...) liés à la mythologie (principalement grecque et romaine). Mais les astronomes de l'antiquité n'ont pas observé la partie la plus australe du ciel (visible dans l'hémisphère sud) et ne l'ont donc pas organisée en constellations.

Ce travail fut effectué par des astronomes comme Bayer au 17ème siècle qui choisit des noms d'animaux (le Phénix, le Poisson Volant...) et La Caille au 18ème siècle qui préféra des noms d'instruments scientifiques (le microscope, la machine pneumatique...). Cependant, les limites des constellations restaient floues, et certaines nouvelles constellations mordaient sur les anciennes. La situation fut réglée en 1922 par l'Union Astronomique Internationale qui découpa une bonne fois pour toute le ciel en 88 constellations. En 1930, l'astronome belge Eugène Delporte en fixa précisément les limites selon des arcs de méridien ou de fuseaux horaires.

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Modification de la forme du grand chariot dans la Grande Ourse vu depuis la Terre.
Crédit : ASM/Noël Robichon et Gilles Bessou

Les étoiles des constellations n'ont pas de liens physiques entre elles. Seule leur position apparente dans une même zone du ciel, lorsqu'elles sont vues depuis la Terre, les relie. En particulier, leurs distances peuvent être très différentes. Comme les étoiles ont des vitesses différentes les unes des autres, la forme des constellations évolue au cours du temps. Au bout de quelques dizaines de milliers d'années seulement, la forme d'une constellation n'est plus reconnaissable.


Le nom des étoiles

Durant l'antiquité, les astronomes nommaient les étoiles d'après leur position dans la constellation à laquelle elles appartenaient. Au moyen-âge, les astronomes arabes fixèrent le nom des étoiles les plus brillantes sur le même principe (Rigel dans la constellation d'Orion, qui était pour l'astronome grec Ptolémée « l'étoile la plus brillante du pied gauche en contact avec l'eau », signifie simplement « le pied » en arabe) et ces noms sont restés d'usage courant.

Au début du 17ème siècle, l'astronome allemand Bayer classa les étoiles des constellations par luminosité décroissante en suivant l'alphabet grec puis l'alphabet latin suivi du génitif du nom latin de la constellation. Ainsi, Arcturus, l'étoile la plus brillante du Bouvier (Bootes en latin) se nomme-t-elle aussi α Bootis (ou α Boo). De même, Castor et Pollux, les deux étoiles les plus brillantes des Gémeaux (Gemini) sont respectivement et α et β Geminorum ( α et β Gem). Parallèlement, l'astronome anglais Flamsteed désigna les étoiles visibles de chaque constellation en les comptant par ascension droite croissante. La manière de nommer une étoile par un numéro et d'une lettre grecque ou latine suivis du génitif du nom latin de la constellation à laquelle elle appartient s'appelle ainsi dénomination de Bayer-Flamsteed.

De nos jours, où le catalogage des étoiles n'est plus une fin en soi, et où le nombre d'étoiles connues est considérable, les étoiles sont nommées d'après leur numéros dans des catalogues spécifiques (catalogues d'étoiles brillantes, de binaires, de variables, d'étoiles observées avec tel ou tel instrument...). Une étoile appartenant à plusieurs catalogues a donc plusieurs noms. L'étoile Véga de la Lyre, par exemple, apparaît ainsi sous plus de cinquante noms comme α Lyr, GJ 721 (étoile numéro 721 du catalogue d'étoiles proches de Gliese et Jarheiss), HIP 91262 (catalogue Hipparcos), HD 172167 (catalogue Henry Drapper), CCDM J18369+3847A (catalogue CCDM d'étoiles doubles), etc.


L'observation des étoiles


Introduction

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L'essentiel de l'information en provenance des astres est sous forme de lumière (à différentes longueurs d'onde). Cette lumière peut être analysée de différentes manières :

Ces méthodes d'analyse peuvent éventuellement être couplées (spectrophotométrie, spectro-imagerie…) ou associées à d'autres techniques d'analyse de la lumière (interférométrie…).

Nous allons voir comment ces différentes techniques permettent de connaître des propriétés physiques des étoiles.


La distance des étoiles

La parallaxe trigonométrique d'une étoile (ou parallaxe annuelle) est l'angle sous lequel est vu le demi-grand axe de l'ellipse apparente que semble effectuer une étoile à cause de son mouvement réflexe dû à la rotation de la Terre autour du Soleil. Il est noté π ou piv lorsqu'il y a ambiguité avec le nombre pi.

La distance D d'une étoile est alors donnée par la formule :

D=R/tan(piv)~=R/piv

où R est le demi grand-axe de l'orbite terrestre c'est-à-dire une unité astronomique.

Par définition, la distance est de 1 parsec si la parallaxe piv est de 1 seconde de degré.

Comme R = 1 unité astronomique (u.a.), on a unité(1;pc)=unité(1/tan(1'');ua)~=unité(206265;ua)

L'étoile la plus proche a une parallaxe : piv=0,76*".

Sa distance est donc : D=1/piv=unité(1,3;pc).

La précision des meilleures parallaxes était au début du siècle d'environ 1 millième de seconde de degré (1 mas). C'est en particulier la précision médiane du catalogue Hipparcos qui a mesuré les positions, parallaxes et mouvements propres d'environ 120 000 étoiles. Ainsi, seule la distance des étoiles proches était connue grâce à la mesure de leurs parallaxes trigonométriques. En effet, avec une telle précision, à 100 parsecs par exemple, l'erreur relative sur la parallaxe est de 10 % ce qui donne une erreur sur la distance du même ordre. Or, la Galaxie fait quelque 30 000 parsecs de diamètre ! Les parallaxes trigonométriques ne permettaient alors que d'obtenir la distance d'étoiles du voisinage solaire. Le satellite GAIA, lancé en 2013 et qui a une précision de quelques millionièmes de seconde de degré, permet maintenant un décryptage complet des différentes populations de notre Galaxie (plus d'1 milliard d'objets en 2018).

La distance d'étoiles plus lointaines, qui ont une parallaxe trigonométrique trop petite pour les instruments actuels, est mesurée par des méthodes indirectes. Par exemple en comparant leur luminosité intrinsèque et leur luminosité apparente observée depuis la Terre comme nous le verrons plus loin. On parlera alors de parallaxe spectroscopique ou photométrique selon que sa luminosité intrinsèque (on dit plutôt absolue) a été calibrée par spectroscopie ou photométrie.


Exercice sur la distance des étoiles

exerciceDistance des étoiles

Difficulté :    Temps : 5 minutes

Question 1)

On représente le Soleil par une bille de 1 cm de diamètre. Quelle est la distance, à l'échelle, de l'étoile la plus proche ?

Données : la distance de l'étoile la plus proche, proxima du Centaure, est 1,3 parsec.


Quelques unités utiles

Relations entre les différentes unités :

unité(1;pc)=unité(3,26;al)~=unité(206265;ua)~=unité(3,1*10^13;km)


La vitesse des étoiles

Les étoiles se déplacent les unes par rapport aux autres dans notre Galaxie. Ces mouvements sont régis par la loi de la gravitation. La vitesse d'une étoile par rapport au Soleil se décompose en une vitesse sur la voûte céleste, appelée vitesse tangentielle, et une vitesse sur la ligne de visée de l'étoile appelée vitesse radiale. Ces deux composantes de la vitesse se mesurent par des méthodes très différentes.

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Décomposition de la vitesse relative d'une étoile en vitesses radiale et tangentielle.
Crédit : ASM/Noël Robichon, Gilles Bessou et Djamila Taharbouche

La vitesse tangentielle

À cause de sa vitesse tangentielle, la position d'une étoile va varier au cours du temps. La différence de positions sur la voute céleste à différentes époques est un angle. On appelle mouvement propre μ d 'une étoile la variation de position divisée par la variation de temps. Il est donc homogène à un angle divisé par un temps. Il est le plus couramment exprimé en seconde de degré par an.

La vitesse tangentielle VT de l'étoile est égale au produit de son mouvement propre par sa distance. Si l'on exprime la distance d en parsec et le mouvement propre μ en seconde par an, la vitesse tangentielle V_T, exprimée en km/s est donnée par la formule numérique suivante :

V_T=4,74*mu*d

La vitesse radiale

La vitesse radiale ne modifie pas, par définition, la position sur le ciel d'une étoile. Elle est mesurée par une autre technique - la spectroscopie - grâce à l 'effet Doppler (voir dans les pages suivantes).

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Évolution en tire-bouchon de la position d'une étoile comme combinaison du mouvement propre et du mouvement parallactique.
Crédit : ASM/Noël Robichon et Gilles Bessou

La position d'une étoile dépend de sa position à une certaine époque, de sa parallaxe et de son mouvement propre selon les relations :

alpha=alpha_0+mu_alpha*t+P_alpha(alpha;delta;t)*piv

delta=delta_0+mu_delta*t+P_delta(alpha;delta;t)*piv

alpha et delta sont les coordonnées équatoriales à un instant t, alpha_0et delta_0à l'instant t0 de référence, mu_alphaet mu_delta les composantes du mouvement propre de l'étoile, pivsa parallaxe et P_alpha(alpha;delta;t)et P_delta(alpha;delta;t)les composantes du facteur parallactique de l'étoile à l'instant t. Le facteur parallactique est simplement la projection de l'orbite de la Terre dans la direction de l'étoile.


Étoiles doubles

Une étoile double est un système de deux étoiles proches sur la sphère céleste. Une étoile double visuelle peut être une binaire visuelle (deux étoiles gravitant l'une autour de l'autre et donc liées physiquement) ou une étoile double optique (étoiles fortuitement proches sur le ciel mais qui sont en fait à des distances différentes).

Une étoile binaire (ou simplement binaire ou étoile double physique) est un système de deux étoiles orbitant l'une autour de l'autre sous l'effet de la gravité (comme la Terre tourne autour du Soleil). Une binaire est dite :

Le concept de binarité est donc subjectif : une binaire visuelle peut être résolue par un gros instrument et pas par un plus petit. De même la binarité spectroscopique ou photométrique dépend de la précision des détecteurs.

La plupart des étoiles se trouve dans des systèmes binaires ou multiples (il existe également des étoiles triples, quadruples...).

Les binaires jouent un rôle primordial dans notre connaissance des étoiles. En particulier, le calcul des éléments orbitaux (période, demi-grands axes, inclinaison...) des composantes d'une binaire est le seul moyen direct de mesurer des masses d'étoiles grâce aux lois de Kepler comme nous allons le voir dans les pages qui suivent.


Masse des étoiles

Si l'on arrive à observer l'orbite des deux composantes d'un système binaire visuel, on peut déterminer leurs masses.

En effet, en posant P la période, m1 et m2 les masses des deux composantes, a1 et a2 les demi-grands axes des orbites des deux composantes autour du centre de gravité du système on a :

La résolution de ce système donne alors les masses individuelles m1 et m2 des deux étoiles.

En fait, les choses ne sont pas si simples. L'observation de l'étoile pendant une durée de temps supérieure à la période permet d'obtenir l'orbite apparente de l'étoile la plus faible autour de la plus brillante. La période est directement déduite de ces observations. En revanche, l'orbite observée n'est que la projection sur le ciel de l'orbite réelle. Il s'agit d'une ellipse, mais son demi-grand axe n'est pas celui de l'orbite réelle. Il existe néanmoins des moyens géométriques ou analytiques qui permettent de retrouver l'inclinaison de l'orbite mais dont le développement dépasse le cadre de ce cours.


Taille des étoiles

Le rayon des étoiles peut facilement être déterminé dans le cas de binaires à éclipses. Une binaire à éclipses est une étoile binaire dont le plan de révolution est dans la ligne de visée de l'observateur (la Terre). Les deux composantes de la binaire ne sont pas résolues et la luminosité mesurée par l'observateur est la somme des luminosités des deux composantes de la binaire. Lorsqu'une des composantes passe entre l'observateur et l'autre étoile - on parle alors d'éclipse - une partie de la lunière de celle-ci est masquée à l'observateur. Il y a alors diminution de la luminosité totale de l'étoile binaire (somme des luminosités des deux composantes).

Si l'on connaît la masse des deux étoiles, la période du système nous permet, par la troisième loi de Kepler, de connaître la distance qui les sépare. On a alors la vitesse de ces étoiles. La durée des deux éclipses donne alors le rayon des deux composantes.

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Variation de la luminosité d'une étoile double binaire à éclipses.
Crédit : ASM/Noël Robichon et Gilles Bessou

D'autres techniques presque* directes permettent d'obtenir le rayon de certaines étoiles. On peut citer les occultations par la Lune où l'on mesure le temps que met une étoile à disparaître derrière le limbe lunaire ou l'interférométrie qui permet, pour des étoiles suffisamment proches ou grosses, de mesurer directement le diamètre.

*moyennant tout de même un modèle d'assombrissement centre-bord du disque stellaire c'est-à-dire la manière dont la lumière se distribue sur le disque stellaire (le bord étant plus sombre que le centre).


Une étoile brille

Le gaz à la surface de l'étoile peut être considéré, en première approximation, comme un corps noir. Un corps noir est un corps idéal qui réémet tout le rayonnement qu'il reçoit sous forme d'un spectre continu (qui suit la loi de Planck) avec un maximum à une longueur d'onde λm qui ne dépend que de sa température T (selon la relation de Wien :  λm T = cte = 3.10-3 m.K). La longueur d'onde λm détermine la couleur de l'étoile.

La température de la surface d'une étoile variant d'environ 3000 kelvins à quelques dizaines de milliers de kelvins, λm varie environ entre 150 et 3000 nm. Ceci correspond à un maximum situé entre le proche ultraviolet et le proche infrarouge en passant par toutes les couleurs de l'arc-en-ciel. Les étoiles les plus chaudes apparaissent ainsi très bleues et les plus froides sont rouge sombre.

Le flux F d'énergie émis par un corps noir à sa surface ne dépend lui aussi que de la température selon la relation de Stefan-Boltzmann F=σT4 avec σ = 5,67.10-8 W/m2/K. La luminosité totale L émise par un corps noir est le produit de sa surface par le flux F. La luminosité L d'une étoile représentée par un corps noir sphérique de rayon R, donc de surface égale à 4πR2, est par conséquent égale à L=4πR2 σT4 .

À rayon égal, une étoile chaude, donc bleue d'après la relation de Wien, émettra donc plus d'énergie qu'une étoile froide et plus rouge. De même, une étoile de grand rayon, comme une géante rouge par exemple, émettra plus d'énergie qu'une naine rouge de même température mais de rayon inférieur.


La luminosité des étoiles

La luminosité apparente d'une étoile est la puissance du rayonnement électromagnétique émis par cette étoile qui arrive à l'observateur. La luminosité bolométrique est la luminosité sur l'ensemble du spectre électromagnétique. Sinon, il faut préciser dans quelle bande de longueur d'onde on intègre le flux.

La luminosité apparente d'un objet dépend de sa luminosité absolue et de sa distance. On conçoit bien en effet que plus un objet est intrinsèquement brillant, plus il va être brillant sur le ciel de même que plus il va être loin, moins il va être brillant.

On définit également la notion de magnitude. Initialement, c'est l'intensité de la sensation visuelle produite par une étoile. Les étoiles visibles ont ainsi été classées en 6 ordres de grandeur par les astronomes anciens, de la première magnitude pour les plus brillantes à la sixième pour les étoiles tout juste visibles à l'oeil nu. À cette hiérarchie s'est substitué un classement plus quantitatif coïncidant avec la première définition : Si F est le flux d'une étoile dans une bande de longueur d'onde donnée, la magnitude est définie par m = - 2,5*log(F)+m_0, où m_0 est une constante.

La magnitude absolue d'une étoile est la magnitude qu'aurait l'étoile si elle était située à 10 parsecs de la Terre. La magnitude absolue permet ainsi de comparer des étoiles ayant des distances différentes. La magnitude absolue est égale à M = m - 5*log(D)+5+A, où D est la distance de l'étoile en parsecs et A est l'absorption interstellaire.

Connaissant la magnitude absolue d'un objet, sa magnitude apparente permet de déterminer sa distance même si il est trop loin pour avoir une parallaxe mesurable. Vice versa, connaissant la magnitude apparente d'une étoile et sa distance, on peut déterminer sa magnitude absolue.


Couleur et température

L'indice de couleur d'une étoile est la différence de sa magnitude dans deux bandes différentes. Selon le système photométrique utilisé, un indice de couleur permet d'avoir des informations quantitatives sur les paramètres physiques d'une étoile (température, métallicité, magnitude absolue...).

Lorsque l'on fait varier la température d'un corps noir, la répartition de l'énergie avec la longueur d'onde varie. Ainsi pour un corps noir à 6000 K, le maximum d'émission est dans le jaune. La quantité d'énergie émise dans une bande spectrale autour du jaune (à travers un filtre de couleur jaune) est plus grande que la quantité d'énergie émise dans une bande spectrale centrée sur le bleu. Inversement, un corps noir à 12000 K émet plus dans le bleu que dans le jaune. La mesure de la quantité de lumière émise dans ces deux bandes renseigne ainsi sur la température de l'objet observé.


Spectroscopie

Comme la lumière du Soleil, la lumière d'une étoile peut être décomposée par un prisme ou un réseau selon toutes les couleurs de l'arc-en-ciel. La décomposition de la lumière selon la longueur d'onde s'appelle un spectre. Celui-ci peut-être de trois natures fondamentales : continu, avec des raies d'émission ou avec des raies d'absorption.

La lumière, ou onde électromagnétique, est composée de photons. Autrement dit, le photon est la particule qui transmet l'interaction électromagnétique. L'énergie E d'un photon dépend de sa fréquence ν selon la formule simple E=hν où h est la constante de Planck (h6,626.10-34 m2kg/s).

On appelle spectre continu un spectre dans lequel la lumière est émise à toutes les longueurs d'onde. C'est le cas par exemple dans un gaz à haute température. Les particules qui constituent le gaz (atomes et ions, électrons si le gaz est ionisé) ont une distribution continue de vitesses. Les collisions aléatoires entre les particules émettent des quantités aléatoires d'énergie et donc des photons à toutes les fréquences (ou à toutes les longueurs d'onde). Le corp noir donne un exemple typique et idéal de spectre continu.

L'énergie de liaison d'un électron dans un atome ou dans une molécule (de même que l'énergie vibrationnelle ou rotationnelle d'une molécule ou encore l'énergie des nucléons dans un noyau atomique) ne peut pas prendre n'importe quelle valeur : on dit qu'elle est quantifiée. Les lois physiques qui régissent ce phénomène sont regroupées dans la branche de la physique appelée physique quantique. Lors du passage d'un système quantique d'un niveau d'énergie E1 à un autre E2 plus petit, par exemple dans le cas d'un électron qui passe d'un niveau d'énergie à un autre moins exité dans un atome, un photon est émis à la fréquence ν qui correspond à la différence entre les deux niveaux d'énergie : ν=(E1-E2)/h. L'accumulation de photons émis à cette fréquence donne ce que l'on appelle une raie d'émission et le spectre résultant est un spectre d'émission. Inversement, si un photon de cette fréquence atteint un atome dont un électron est au niveau E2, il fait passer cet électron au niveau E1. Le photon est alors absorbé et l'on parle de raie d'absorption et de spectre d'absorption.

L'analyse du spectre des étoiles permet de connaître un certain nombre de leurs propriétés :

Nous allons voir comment.

Une raie d'absorption correspond au saut d'un électron dans un atome d'un niveau à un niveau plus énergétique par absorption d'un photon. Mais les atomes sont dans des états plus ou moins ionisés suivant la température (et la pression). De même, les niveaux d'énergie occupés par les électrons ne sont pas les mêmes selon la température. Les raies ne se forment donc pas toutes à la même température. La distribution des raies renseigne donc sur la température (ou plutôt la distribution de températures) dans la photosphère de l'étoile.


Le type spectral

Le type spectral d'une étoile est une lettre donnée selon l'allure de son spectre et l'intensité de ses raies. Il permet de classer les étoiles en température. Des types les plus chauds aux plus froids on a : OBAFGKM.

Un moyen mnémotechnique a été inventé par les anglo-saxons avec la phrase : "Oh Be A Fine Girl Kiss Me!" qui peut aisément se transformer en "Oh Be A Fine Guy Kiss Me!" pour ne pas choquer les féministes les plus virulentes ou même en "Oh Be A Fine Gay Kiss Me!" pour être politiquement correct en toutes circonstances.

Chaque type spectral peut être affiné en rajoutant un nombre compris entre 0 et 10 (ainsi une étoile F3 est un peu plus chaude qu'une F4 et une A9 plus qu'une F0). On adjoint souvent la classe de luminosité au type spectral de manière à bien définir une étoile. Le Soleil est ainsi une G2V c'est-à-dire une étoile G2 de la séquence principale.

La première naine brune GL 229 B (dans une binaire) a été observée en 1995 ; la première naine brune de champ en 1997. Depuis, plusieurs dizaines d'objets plus froids que 3000 K ont été découverts. L'observation récente de ces objets stellaires plus froids que le type M a amené les astronomes à définir deux nouveaux types spectraux encore plus froids : les types L et T (comme les autres lettres utilisées pour définir les types spectraux, les lettres L puis T n'ont pas de signification particulière ; elles ont été choisies car elles étaient disponibles).

La séquence complète est donc maintenant OBAFGKMLT qui peut se retenir par la phrase : « Oh Be A Fine Girl (Guy, Gay...) Kiss My Lips Tenderly ».

L'observation du spectre d'une étoile et son analyse permet donc, entre autres, de connaître sa température effective.


Binaires spectroscopiques

Variation de la position des raies de la primaire d'une binaire spectroscopique en fonction de la position relative des composantes.
Crédit : ASM/Noël Robichon et Gilles Bessou

Chaque composante du système binaire tourne autour du barycentre du système. La vitesse de chaque composante varie donc périodiquement. L'observation du décalage spectral des raies des deux composantes donne les variations de la vitesse radiale de chaque objet. Les masses individuelles des deux étoiles ne sont alors connues qu 'à l'inclinaison du système près. Si l'inclinaison est connue par d'autres moyens (binaire à éclipses, observations interférométriques…) les masses sont alors connues.


Autres paramètres déterminés par la spectroscopie

Outre la température et la pression, la forme des raies spectrales nous renseigne sur d'autres paramètres stellaires :


Diagramme de Hertzsprung-Russell

Diagramme HR Hipparcos
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Diagramme de Hertzsprung-Russell des étoiles du catalogue Hipparcos avec une distance plus précise que 10 %.
Crédit : ASM/Noël Robichon et Gilles Bessou

Un diagramme de Hertzsprung-Russell (ou diagramme HR en abrégé) a une ordonnée dans une échelle de magnitude absolue et une abscisse dans une échelle de température. On parle de diagramme théorique lorsque l'abscisse est la température effective et l'ordonnée la magnitude absolue bolométrique toutes deux calculées à partir de modèles théoriques de structure interne et de modèles d'atmosphères stellaires. On parle de diagramme observé lorsque abscisse et ordonnée sont des paramètres observés (par exemple une magnitude absolue MV en fonction de l'indice de couleur B-V).

Connaissant la distance d'une étoile, sa magnitude apparente et sa température, il est possible de la placer sur un diagramme HR observationnel. Les étoiles se répartissent selon des séquences dans le diagramme :

L'explication de la structure de ce diagramme est donnée par les mécanismes de l'évolution stellaire et détaillée plus loin.

Diagramme HR théorique
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Diagramme de Hertzsprung-Russell théorique. L'axe des abscisses donne les correspondances température-couleur-type spectral. L'axe des ordonnées est gradué en luminosité solaire et en magnitude absolue bolométrique.
Crédit : ASM/Noël Robichon et Gilles Bessou

En supposant qu'une étoile rayonne comme un corps noir, sa luminosité est : L = 4*pi*R^2*sigma*T^4avec L la luminosité de l'étoile, R son rayon et T sa température.

En prenant le logarithme, on obtient : log(L)=2*log(R)+4*log(T)+cte

On reconnaît l'équation d'une droite dans un diagramme (log T, log L). Les lignes d'égal rayon sont donc des droites sur le diagramme HR.

Les étoiles ont donc une grande variété de propriétés physiques :

R_soleil est le rayon du Soleil et L_soleil sa luminosité.


Pourquoi les étoiles brillent


Introduction

introductionIntroduction

Pourquoi les étoiles brillent-elles ? Parce qu'elles sont chaudes ! Mais pourquoi sont-elles chaudes ? Parce que quelque chose les chauffe !


Pourquoi les étoiles brillent-elles ?

Les étoiles brillent car leur surface, ou photosphère, est composée de gaz ionisé très chaud - entre 3000 et 50000 K - qui émet de la lumière.  Mais pourquoi la surface est-elle si chaude et pourquoi émet-elle ? C'est-à-dire où l'étoile puise-t-elle son énergie ?

On connaît la masse du Soleil, environ 2.1030 kg.

On connaît la quantité de lumière émise par le Soleil, environ 4.1026 Watts.

On connaît enfin l'âge du Soleil  : 4,6 milliards d'années. On suppose que la formation du système solaire a été brève devant son âge et on mesure l'âge des météorites par la mesure de la composition en isotopes radioactifs de longue période comme l'uranium 238 ou 235 et les produits de leurs désintégrations, plomb 206 et 207.

On peut maintenant tester différentes hypothèses quant à la nature de l'énergie interne du Soleil, et donc, des étoiles :


La lumière des étoiles

La température, la pression et la densité au coeur des étoiles atteignent des valeurs gigantesques. À titre d'exemple, la température au centre du Soleil est d'environ 15 millions de kelvins, la pression est de plusieurs centaines de milliards d'atmosphères et la densité est de plusieurs centaines de milliers de kilogrammes par mètres cubes. Dans ces conditions, les atomes d'hydrogène (protons) ont une vitesse suffisante pour vaincre la force de répulsion électrostatique et peuvent entrer en collision et fusionner pour former de l'hélium, en perdant de la masse et en libérant de l'énergie sous forme de neutrinos et de photons à haute énergie. C'est ce que l'on appelle la fusion nucléaire. Elle est d'autant plus importante que la température et la densité sont grandes.

Les neutrinos interagissent très peu avec la matière et sont tout de suite éjectés de l'étoile.

Les photons, au contraire, mettent plusieurs siècles à quitter l'étoile en ce sens qu'un photon issu d'une réaction de la fusion de deux atomes est presque immédiatement réabsorbé par un autre atome qui réémet à son tour un autre photon et ainsi de suite jusqu'à atteindre la surface de l'étoile où il part vers le milieu interstellaire.

La surface de l'étoile est donc chauffée par les réactions nucléaires qui ont lieu au cœur de l'étoile.

Deux forces agissent globalement sur l'étoile :

Ces deux forces sont en équilibre tant que la fusion peut se produire dans l'étoile. En effet, imaginons que l'étoile se dilate sous l'effet de la pression. Sa densité va diminuer (puisque l'on a la même quantité de matière dans un volume plus grand). Le taux de réactions nucléaires va également diminuer (il est facile de comprendre que les réactions sont plus faciles si la densité est plus grande puisque les particules sont plus proches de leurs voisines). Moins d'énergie étant produite, la température va baisser. Une dilatation (hypothétique) de l'étoile entraîne donc une diminution de la densité et de la température. Or, la pression est directement proportionnelle à ces deux paramètres. Elle va donc également baisser et la gravité fera se contracter l'étoile.

À l'inverse, si l'étoile se contracte, la densité va augmenter, va faire croître la production d'énergie par fusion donc la température et la pression qui va faire se dilater l'étoile.

definitionQu'est-ce qu'une étoile ?

On peut maintenant esquisser une définition de ce qu'est une étoile : une étoile est donc une boule de gaz, en équilibre, et qui émet de la lumière grâce aux réactions nucléaires qui ont lieu en son sein.


Le milieu interstellaire


Introduction

introductionIntroduction

L'espace compris entre les étoiles de notre Galaxie n'est pas vide ; il est constitué d'un mélange extrêmement dilué de gaz et de poussières : le milieu interstellaire, que nous désignerons par l'abréviation MIS dans la suite de chapitre.

Dans ce milieu, le gaz et les grains de poussière sont intimement mêlés. Un milieu interstellaire est présent dans toutes les galaxies spirales, spirales-barrées et irrégulières. Il est quasiment inexistant dans les galaxies elliptiques et lenticulaires.

Le milieu interstellaire est bien visible sur la photo de la galaxie du Sombrero ci-contre. Les zones sombres signalent la présence des poussières qui absorbent la lumière des étoiles. Les poussières, et le gaz associé, sont concentrés dans un disque étroit autour du plan moyen de la galaxie. La photo donne une idée de ce que verrait un observateur extérieur à notre galaxie en l'observant par la tranche.

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La galaxie du Sombrero (M 104) et son disque de poussières
Crédit : ESO

Le gaz est principalement constitué d'hydrogène, l'élément le plus abondant de l'univers ; ce dernier existe sous forme atomique ou moléculaire. Le gaz interstellaire contient aussi quelques traces d'éléments plus lourds, également sous la forme d'atomes ou de molécules.

La poussière interstellaire se présente sous la forme de grains extrêment petits, dont la taille typique est de l'ordre d'une fraction de micron (1 micron = un millionième de mètre). La composition chimique des grains de poussière interstellaire est variée : on y trouve du graphite, des silicates, des carbonates.


Le gaz et la poussière interstellaires

Le milieu interstellaire, mélange de particules gazeuses (atomes et molécules) et de grains de poussière, dans la proportion de 1012 à 1, est extrêmement ténu : on y rencontre des densités de gaz, en nombre de particules par cm3, qui varient de quelques unités dans les zones les plus diffuses, à quelques dizaines ou centaines de milliers dans les régions les plus denses. Ces densités sont extêmement faibles : le milieu interstellaire est plus ténu que les vides les plus poussés que l'on sait réaliser en laboratoire.

Bien qu'extrêmement ténu, le milieu interstellaire occupe un espace si vaste qu'il représente une masse de 10 à 15% de celle de l'ensemble des étoiles de notre Galaxie, c'est-à-dire de l'ordre de 10 à 15 milliards de fois la masse de notre Soleil. Les grains de poussière représentent 1% de la masse totale du milieu interstellaire.

La photographie de la galaxie Centaurus A montre que le milieu interstellaire a une structure extrêmement complexe. On y observe des régions sombres, nuages où le gaz et la poussière sont intimement mêlés, qui côtoient des zones brillantes, appelées nébuleuses, principalement composées de gaz illuminé par les étoiles voisines.

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La structure complexe du milieu interstellaire dans la galaxie Centaurus A
Crédit : ESO

Les rayonnements électromagnétique et cosmiques

Le gaz et la poussière ne sont pas les seuls constituants du MIS. Ce dernier baigne en effet dans un rayonnement électromagnétique couvrant toutes les longueurs d'onde, depuis les rayonnements gamma et X, les plus énergétiques correspondant aux très courtes longueurs d'onde, jusqu'au rayonnement radio, le moins énergétique, en passant par les rayonnements ultraviolet, visible et infrarouge.

Ces rayonnements sont produits par les étoiles, les enveloppes et nébuleuses qui leur sont associés à certaines étapes de l'évolution stellaire, et également au sein des différentes composantes (nuages, poussières, nébuleuses...) du MIS, au cours de processus physiques extrêmement variés.

A côté du rayonnement électromagnétique, le MIS est baigné par un rayonnement de type corpusculaire : le rayonnement cosmique, constitué de particules animées de très grandes vitesses, proches de celle de la lumière.

Ces particules sont d'une part, des noyaux d'atomes qui portent une charge électrique positive, essentiellement des protons (noyaux d'atomes d'hydrogène) et des particules alpha (noyaux d'atomes d'hélium) et, d'autre part, des électrons.

Les particules du rayonnement cosmique sont produites lors des explosions de supernovae, ultime étape de l'évolution des étoiles les plus massives. Les particules sont libérées par l'explosion de l'étoile et éjectées dans le milieu interstellaire avec une très grande énergie. Elles peuvent être accélérées en traversant les champs magnétiques, de structures et d'intensités extrêmement variées, qui baignent le MIS.


Les régions d'hydrogène ionisé (HII)

Le milieu interstellaire est observable directement, notamment en lumière visible, sous la forme de nébuleuses diffuses plus ou moins brillantes et contrastées. La plus brillante (elle est visible à l'œil nu) et l'une des plus célèbres, est la nébuleuse d'Orion, représentée dans la figure ci-contre.

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La nébuleuse d'Orion (Messier 42) région d'hydrogène ionisé (HII)
Crédit : ESO

Il s'agit d'un nuage d'hydrogène atomique soumis au rayonnement ultraviolet intense émis par quelques étoiles très lumineuses et chaudes (de type spectral O ou B) dont les quatre plus brillantes, formant le trapèze d'Orion, sont visibles sur la photo.

Ces étoiles émettent l'essentiel de leur rayonnement dans le domaine ultraviolet, c'est-à-dire de longueur d'onde inférieure à 300 nm. Les plus énergétiques de ces photons, ceux dont la longueur d'onde est inférieure à 91,2 nm, peuvent ioniser l'atome d'hydrogène en lui arrachant un électron. Une région, composée d'un mélange de protons et d'électrons, appelée région HII, se forme autour des étoiles brillantes.

Les zones brillantes et diffuses que l'on observe sur les photographies, sont dues au rayonnement fluorescent qui est produit lorsque l'électron se recombine sur le proton pour former un atome d'hydrogène. Celui-ci est formé dans un état d'énergie élevée et se désexcite en émettant des photons sous forme de cascades radiatives. Le rayonnement émis s'étend du domaine visible jusqu'aux domaines infrarouge et radio.


L'hydrogène interstellaire neutre (HI)

L'hydrogène est le constituant principal de l'univers et donc du milieu interstellaire des galaxies. Si les nébuleuses d'hydrogène ionisé sont directement observables en lumière visible (cf page précédente), il a fallu attendre l'avènement de la radioastronomie pour observer l'hydrogène atomique sous la forme neutre.

L'atome d'hydrogène est constitué d'un proton et d'un électron en "orbite" autour de lui. L'électron se comporte comme s'il était animé d'un mouvement de rotation sur lui-même. Spontanément, mais avec une très faible probabilité d'une fois tous les 11 millions d'années, le sens de rotation de l'électron s'inverse : ceci entraîne l'émission d'une onde électromagnétique de longueur d'onde 21 cm (de fréquence 1420 MegaHertz), dans le domaine radio.

La raie 21 cm a été observée pour la première fois en 1951 en utilisant des radiotélescopes implantés aux USA, en Australie et aux Pays-Bas. Cette raie est observable partout dans notre Galaxie ; son intensité est plus grande dans une zone étroite correspondant à la Voie Lactée, c'est-à-dire dans le disque où est concentrée la grande majorité des étoiles de notre Galaxie. La raie 21 cm est émise au sein de nuages de gaz principalement constitués d'hydrogène neutre et appelés régions ou nuages HI.

La raie 21 cm, peu absorbée par le MIS, permet d'observer toute notre Galaxie, y compris les régions situées au-delà du centre. La distribution spatiale des nuages HI, déterminée à partir des variations d'intensité de la raie 21 cm a permis de montrer que notre Galaxie possédait une structure spirale.

La figure ci-contre montre la distribution de l'intensité de la raie 21 cm dans notre Galaxie, en fonction de la longitude et de la latitude galactiques. Les zones brillantes correspondent au maximum d'intensité et donc d'abondance de HI. Cette dernière est maximale dans le plan moyen de la Galaxie (la ligne brillante qui traverse toute la figure). Mais on peut voir que l'hydrogène neutre est présent partout et peut s'étendre à de très hautes latitudes galactiques. Des "ponts" d'hydrogène ayant la forme de filaments reliant le plan de notre Galaxie et ses zones extérieures, son halo, sont nettement visibles sur la figure.

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Un ciel plein d'hydrogène !
Crédit : J. Dickey (UMn-USA) & F. Lochman (NRAO-USA)

Nuages moléculaires géants et nuages interstellaires diffus

La matière interstellaire n'existe pas que sous la seule forme des nuages atomiques HI, elle est aussi distribuée dans des nuages moléculaires d'extension, de masse, de densité, de température et de morphologie extrêmement variées.

Les nuages moléculaires géants sont constitués d'un mélange de poussières et de gaz composé de plus d'une centaine de molécules différentes (voir plus loin). Ils s'étendent sur plusieurs parsecs, voire dizaines de parsecs. Leur masse peut atteindre plusieurs millions de fois celle du Soleil. Ils ont une densité moyenne typique de 1000 particules/cm3 et leur température varie entre 10 et 150 K. La nébuleuse de l'Aigle en est un exemple typique.

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La nébuleuse de l'Aigle (Messier 16)
Crédit : NASA - Hubble Space Telescope

Les nuages moléculaires géants sont le siège de la formation des étoiles et sont souvent associés à des régions HII, comme on peut le voir sur l'image de la nébuleuse RCW 38. Ces régions HII sont créées par les étoiles très chaudes et très lumineuses qui se sont formées il y a moins de 10 à 100 millions d'années, c'est-à-dire tout récemment à l'échelle cosmique. Les étoiles se forment donc au sein des nuages moléculaires de façon continue, et encore de nos jours.

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Le nuage moléculaire associé à la nébuleuse RCW 38
Crédit : ESO

A l'autre extrémité de la séquence des nuages interstellaires, on trouve les nuages diffus qui sont vus en absorption devant des étoiles. Leurs masses (quelques dizaines à quelques centaines de masses solaires) et leurs densités (entre dix et quelques centaines de particules/cm3) sont beaucoup plus faibles. Ils sont composés surtout d'atomes neutres (H, C, N, O...) ou ionisés (C+, Mg+, Si+...). Les plus denses d'entre eux contiennent quelques molécules simples neutres (H2, CO, CH, CN, OH, H2O...) ou ionisées (CH+...). Tous ces constituants sont identifiés par leur spectre en absorption devant celui de l'étoile située derrière.

De propriétés physiques voisines, les nébuleuses par réflexion sont des nuages de gaz et de poussières qui diffusent la lumière d'étoiles situées au sein du nuage ou dans son environnement immédiat. Un bel exemple est fourni par la nébuleuse du Caméléon.

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Nébuleuses par réflexion dans la constellation du Caméléon
Crédit : ESO

Nuages interstellaires sombres et globules

Les nuages moléculaires sombres et les globules se présentent comme des taches sombres plus ou moins régulières masquant la lumière d'étoiles situées en arrière plan. L'un des plus fameux est la nébuleuse de la Tête de Cheval.

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Nébuleuse de la Tête de Cheval
Crédit : ESO - VLT

Ces nuages interstellaires ont un contenu moléculaire aussi riche que celui des nuages géants, leur densité est comparable, voire plus élevée (quelques dizaines de milliers de particules/cm3), mais ils sont plus froids (une température de l'ordre de 10 K, voire moins). Les poussières dans ces zones denses absorbent plus ou moins complètement la lumière des étoiles situées derrière, d'où leur aspect de taches sombres, particulièrement visibles dans la photographie du globule B 68.

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Le globule de Bok B 68
Crédit : ESO - VLT

Les nuages sombres peuvent présenter des formes plus complexes comme c'est le cas par exemple des globules de Thackeray.

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Les globules de Thackeray dans IC 2944
Crédit : NASA - Hubble Space Telescope

Les observations en infrarouge ont permis de mettre en évidence la présence de sources ponctuelles au sein de certains nuages sombres. Quelques sources IR ont été identifiées comme des étoiles en formation, dont seul le rayonnement infrarouge, moins absorbé par les poussières, parvient à sortir du nuage.

Le télescope spatial Hubble a même permis de détecter un disque protoplanétaire en formation.

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Disque protoplanétaire en formation dans la nébuleuse d'Orion
Crédit : NASA - Hubble Space Telescope

La présence de proto-étoiles et de disques proto-planétaires dans les nuages sombres montrent qu'ils sont, comme les nuages moléculaires géants, le siège d'une formation continue d'étoiles qui se poursuit à l'époque actuelle.


Les molécules interstellaires, produits d'une chimie très élaborée

Les premières observations de molécules dans le MIS remontent à 1941 : les molécules CH, CH+ et CN ont été détectées dans un nuage diffus, grâce à leurs raies observées en aborption dans le domaine visible du spectre de l'étoile Dzeta Ophiuchii.

L'avènement de la radioastronomie en ondes centimétriques et décimétriques, outre la découverte de l'hydrogène atomique, a permis la découverte du radical hydroxyle OH (en 1963) et des premières molécules polyatomiques : l'ammoniac NH3 (en 1968), l'eau H2O et le formaldéhyde H2CO (en 1969).

C'est le développement de la radioastronomie dans le domaine des ondes millimétriques et sub-millimétriques, à partir des années 1970, qui a permis de découvrir la plupart des molécules interstellaires. La première molécule découverte dans ce domaine de longueur d'onde est la molécule de monoxyde de carbone CO. C'est la molécule la plus abondante, après H2 : elle sert de traceur du gaz moléculaire dans notre Galaxie et les galaxies extérieures.

A ce jour, 200 molécules ont été identifiées dans le MIS. On peut en consulter la liste sur les sites suivants : http://aramis.obspm.fr/mol/index.html et http://www.cv.nrao.edu/~awootten/allmols.html

On y trouve des molécules simples bien connues, comme par exemple le chlorure de sodium NaCl (sel de cuisine !). Beaucoup de molécules organiques ont été détectées ; parmi les plus courantes : le méthane CH4, l'alcool éthylique C2H5OH, l'acide acétique CH3COOH (qui entre dans la composition du vinaigre !), l'acétone CH3COCH3, et même un sucre : le dihydroxyacétone (CH2OH)2CO.

Une des molécules les plus complexes découvertes jusqu'ici est une longue chaîne carbonée de 13 atomes : le cyanodécapentayne HC11N. Elle fait partie de la famille des cyano-poly-ines dont tous les éléments plus simples : HC3N, HC5N, HC7N et HC9N ont également été détectées dans le MIS. Des fullerènes comme C60 ou C70 ont aussi été détectés.

Il est remarquable que dans un ultra-vide, que sont en fait les nuages interstellaires, où règnent des conditions physiques extrêmes, puissent se former des molécules, et en particulier des molécules organiques, aussi complexes. L'acide aminé le plus simple, la glycine : NH2CH2COOH, est une molécule moins complexe que les molécules les plus complexes détectées à ce jour. Néanmoins, toutes les tentatives de détection de la glycine dans le MIS ont échoué jusqu'ici.

Une autre caractéristique de la composition chimique du MIS est la présence de cations (ions chargés positivement), et en particulier, de cations moléculaires, tels : CH+, SO+, H3+, HCO+, HCS+, N2H+, H3O+, HOCO+, H2COH+, HCNH+, HC3NH+. Comme nous le verrons plus loin, les cations jouent un rôle fondamental dans la chimie interstellaire. Les anions (ions chargés négativement) sont aussi présents dans le MIS, mais en nombre beaucoup plus restreint.


Exercice : Identification de molécules interstellaires

exerciceIdentification de molécules interstellaires

Les molécules interstellaires sont formées à partir des éléments les plus abondants de l'univers, à savoir : H, C, N, O et S. On trouve cependant des molécules contenant des éléments beaucoup plus rares. En vous référant à l'une des deux listes de molécules interstellaires indiquées dans le cours :

Question 1)

Pouvez-vous citer cinq molécules interstellaires contenant du silicium Si ?

Question 2)

Combien de molécules différentes contiennent du chlore, Cl ? Pouvez-vous les citer ?

Question 3)

Même question, mais pour des molécules contenant du phosphore, P.


La chimie interstellaire en phase gazeuse

Le nombre, la diversité, la complexité (en particulier des composés organiques) des molécules détectées dans les nuages interstellaires sont la preuve qu'une chimie active et très élaborée est en œuvre dans le MIS.

Aux faibles densités et températures qui règnent dans ce milieu, les collisions entre particules sont extrêmement rares : elles se produisent néanmoins et peuvent se transformer en collisions réactives, c'est-à-dire en réactions chimiques conduisant à la transformation d'espèces chimiques. On peut citer en exemple la réaction suivante :

C+ + H2O HCO+ + H

L'animation ci-dessous présente la suite des réactions qui conduisent à la formation de la molécule CO, la plus abondante après H2. On parle de réactions en phase gazeuse. Seules les réactions exothermiques, c'est-à-dire qui se produisent spontanément en libérant de l'énergie, participent à la chimie du MIS compte tenu des faibles températures prévalant dans ce milieu.

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Ensemble de réactions chimiques conduisant à la formation de CO
Crédit : ASM/Yves-Paul Viala et Gilles Bessou

La synthèse des molécules complexes observées dans le MIS est le résultat d'un ensemble de plusieurs milliers de réactions chimiques en phase gazeuse. Ces réactions chimiques se classent en différents types qu'il n'est pas possible de détailler ici.


Exercice : Un mécanisme efficace pour former des molécules

exerciceUn mécanisme efficace pour former des molécules

Différentes catégories de réactions chimiques, trop nombreuses pour être détaillées dans ce cours, peuvent conduire à la formation des molécules interstellaires. L'un des processus chimiques les plus efficaces, parce que libérant spontanément une grande quantité d'énergie est la recombinaison, sur un électron, d'un ion moléculaire qui se casse en plusieurs "morceaux" : c'est pourquoi on nomme ce type de réaction une recombinaison dissociative.

Un exemple de recombinaison dissociative est donné dans l'animation qui présente la formation de CO dans la page précédente, il s'agit de la dernière réaction qui conduit à CO :

HCO+ + e- CO + H

Question 1)

Pouvez-vous indiquer les ions moléculaires les plus simples, observés dans le mileu interstellaire, dont la recombinaison dissociative conduit à : CS, N2, H2O et HCN ?

Question 2)

Quelles sont les deux molécules di-atomiques observées auxquelles peut conduire la recombinaison dissociative de l'ion HCO+, dont la formule développée est H-C+=O ?

Question 3)

La recombinaison dissociative de l'ion moléculaire H3CO+ peut conduire aux espèces CO (monoxyde de carbone), HCO et H2CO (formaldéhyde), toutes trois observées dans le milieu interstellaire. Pouvez-vous écrire les réactions chimiques correspondantes ?


Chimie interstellaire sur les grains de poussière

L'enchaînement de réactions chimiques en phase gazeuse peut conduire à la formation des molécules interstellaires, même les plus complexes. Cette production de molécules requiert cependant la présence de la molécule H2, nécessaire au démarrage de toute cette chimie interstellaire active et complexe.

Or, on ne peut pas former H2 directement par collision réactive entre deux atomes d'hydrogène car cette réaction ne peut se produire spontanément dans les conditions physiques qui règnent dans le MIS. La formation de H2 interstellaire se produit à la surface des grains de poussière suivant le schéma illustré ci-dessous :

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La formation de H2 à la surface d'un grain de poussière
Crédit : ASM/Yves-Paul Viala et Gilles Bessou

Les atomes d'hydrogène qui se déplacent dans le MIS du fait de l'agitation thermique, entrent en collision avec un grain de poussière et se collent à sa surface : c'est le phénomène d'adsorption. Ils ne restent pas immobiles mais sont au contraire animés d'une grande mobilité sur cette surface, se déplaçant très rapidement d'un site à un autre. Il arrive que deux atomes d'hydrogène, présents au même moment sur un même site, se recombinent pour former une molécule, le grain de poussière servant en quelque sorte de "catalyseur". La molécule formée peut alors être ré-injectée dans l'espace environnant : c'est le processus de désorption.

Des expériences de laboratoire et des études théoriques ont montré que la formation de H2 sur les grains de poussière est un processus efficace. A tel point que, si les conditions sont favorables (en particulier en l'absence de rayonnement UV au plus profond des nuages moléculaires), tout l'hydrogène existe sous la forme moléculaire. Cet hydrogène moléculaire initie la chimie interstellaire en phase gazeuse et la formation de molécules de plus en plus complexes.

Les processus conduisant à la formation de H2 sur des grains de poussière peuvent également entrer en jeu pour former d'autres molécules, jusqu'aux plus complexes des molécules organiques observées. Une chimie intestellaire à la surface des grains de poussière, au moins aussi active et efficace, coexiste donc avec la chimie gazeuse. Elle semble même plus efficace que cette dernière pour former les molécules les plus complexes.

Des études théoriques et des mesures de laboratoire, couplées à des modèles élaborés de chimie interstellaire, ont permis de comprendre la richesse et la complexité de cette dernière. Les processus chimiques en œuvre, même dans les conditions extrêmes qui prévalent dans le milieu interstellaire, participent pleinement à la "complexification" de la matière cosmique, qui conduit des particules élémentaires aux constituants de la vie.


Conclusion

conclusionConclusion

Outre la grande diversité de ses composantes (poussières, gaz, rayonnements électromagnétiques et cosmiques, champs magnétiques), les autres caractéristiques fondamentales du milieu interstellaire sont l'extrême variété et complexité des structures qu'on y rencontre (nuages de gaz, globules, filaments, nébuleuses diffuses, ondes de choc) et des processus physiques et chimiques qui s'y déroulent.

Les processus chimiques enrichissent les nuages de gaz interstellaire en molécules organiques complexes et en poussières. C'est au sein de ces nuages, par contraction gravitationnelle et fragmentation du nuage, que se forment les nouvelles étoiles.

Au centre de la nébuleuse protostellaire, se situe le cœur très chaud de l'étoile en formation, où les molécules et les poussières sont dégradées en leurs constituants atomiques, enrichissant en éléments lourds la matière originelle de l'étoile nouvellement formée.

Les molécules et les poussières subsistent cependant dans les zones extérieures de la nébuleuse proto-stellaire, et en particulier dans le disque où se formeront les futures planètes. La chimie interstellaire contribue ainsi à l'enrichissement en composés complexes de la matière qui formera les éventuelles futures planètes.

Parmi les étoiles nouvellement formées, les plus massives d'entre elles exploseront en supernovae, ré-injectant dans le MIS environnant de nouveaux éléments lourds qui entreront à leur tour en jeu dans la chimie interstellaire... et le cycle recommence !

Ainsi, à l'instar des autres constituants de l'univers : étoiles, galaxies, amas de galaxies et de l'univers dans son ensemble, le milieu interstellaire au sein des galaxies est en perpétuelle évolution : il participe au recyclage de la matière cosmique et à sa "complexification" et joue un rôle déterminant dans l'évolution des galaxies et de leurs composantes.


Vie et mort des étoiles


La formation des étoiles

Les étoiles se forment par effondrement gravitationnel de nuages de gaz interstellaire composés principalement d'hydrogène (~70-75 % de la masse) et d'hélium (25-30 %) avec une faible teneur en éléments plus lourds (< 2 %), appelés (improprement) métaux en astrophysique. Contrairement à l'hydrogène et à la majeur partie de l'hélium qui se sont formés au cours de la nucléosynthèse primordiale (juste après le Big-Bang), les éléments lourds sont le produit des réactions de fusion nucléaire de générations précédentes d'étoiles.

Une étoile passe sa vie à s'opposer à l'effondrement gravitationnel. Au fur et à mesure qu'une étoile se contracte, sa densité augmente. Ceci entraîne une augmentation de la pression jusqu'à ce que celle-ci équilibre la contraction gravitationnelle.

L'augmentation de la pression s'accompagne d'une augmentation de la température qui peut alors atteindre les quelques millions de degrés nécessaires à la fusion de l'hydrogène. Au cœur d'une étoile ont donc lieu des réactions de fusion nucléaire qui transforment des noyaux légers en noyaux plus lourds et produisent de l'énergie sous forme de photons et de neutrinos selon la fameuse formule d'Einstein E=mc2. Les réactions nucléaires permettent de maintenir la température élevée et donc la pression nécessaire à la stabilité de l'étoile. Les réactions nucléaires créent de l'énergie qui a tendance à augmenter la température. Or, le taux de réactions nucléaires croît avec la température. Les réactions devraient donc s'emballer. Ce n'est pas le cas car la pression augmente avec la température. Si la température augmentait, les forces de pression deviendraient supérieures aux forces de contraction gravitationnelle. Le milieu se dilaterait et la densité diminuerait. La pression et donc la température suivraient cette diminution ce qui calmerait les réactions nucléaires. La température et le taux de réactions nucléaires sont ainsi autorégulées et l'intérieur d'une étoile est donc en équilibre.

Les étoiles ainsi formées peuvent avoir des masses allant de quelques centièmes à quelques dizaines de masses solaires. Plus l'étoile est massive, plus la pression et la température au centre sont fortes.


Formation dans les associations et les amas

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Formation d'étoiles par contagion dans des nuages moléculaires. Le premier nuage se fragmente et forme des étoiles de toutes masses au sein d'une association OB. Après quelques millions d'années, les étoiles les plus massives explosent en supernovae et créent une onde de choc. Cette onde, en atteignant une autre nuage proche, le déstabilise, y provoque une fragmentation et la formation d'une nouvelle association OB. Et ainsi de suite pour un troisième nuage... C'est le mécanisme invoqué pour expliquer la formation d'étoiles dans les complexes d'association OB des constellations du Scorpion et du Centaure.
Crédit : ASM/Noël Robichon et Gilles Bessou

Les étoiles naissent dans un même nuage moléculaire sous forme d'amas de quelques parsecs eux-mêmes souvent situés au sein d'associations de quelques dizaines de parsecs. Les amas sont constitués d'étoiles de différentes masses, les étoiles de faible masse étant les plus nombreuses. Dans ces structures, les étoiles sont mutuellement attirées par les forces de gravitation. Ces amas vont se disperser ensuite d'autant plus vite qu'ils seront moins massifs. En effet, les étoiles d'un amas peuvent échanger de l'énergie lors de leurs passages proches ou lors de perturbations externes par un nuage moléculaire massif. Si une étoile gagne suffisament d'énergie pour atteindre une vitesse supérieure à la vitesse de libération du système elle quitte l'amas. L'amas est alors moins massif et l'énergie gravitationnelle moindre permettant aux autres étoiles membres de quitter l'amas d'autant plus facilement.

Les étoiles qui se forment dans le disque galactique commencent ainsi leur vie dans des amas ouverts de quelques dizaines ou centaines de masses solaires. De tels amas mettront typiquement quelques dizaines ou centaines de millions d'années pour perdre toutes leurs étoiles qui iront « vivre leur vie » dans la Voie Lactée.

Il existe, par ailleurs, des amas beaucoup plus massifs, appelés amas globulaires, qui se sont formés, dans notre Galaxie, il y a plus de 12 milliards d'années, en même temps que les premières étoiles. Ces amas globulaires contenant jusqu'à des millions d'étoiles ont une masse suffisante pour avoir survécu jusqu'à maintenant aux perturbations gravitationnelles de la Galaxie et de ses composantes.


Amas stellaires

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Amas ouvert Praesepe (encore appelé la Crèche ou Messier 44). Cet amas de la constellation du Cancer a environ 700 millions d'années et compte un millier de membres.
Crédit : NOAO/AURA/NSF
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Le double amas ouvert h et chi Per (dans la constellation de Persée, comme son nom l'indique). Situés à plus de 2 kiloparsecs, ces deux amas sont très jeunes (environ 10 millions d'années) et hébergent des étoiles très chaudes et bleues qui n'ont pas encore évolué en supernovæ.

Un amas stellaire est un groupe d'étoiles nées d'un même nuage moléculaire et qui sont encore liées par la gravitation. Les étoiles qui composent un amas ont donc même âge et même composition chimique. On distingue deux types d'amas qui dépendent des conditions dans lesquelles ils se sont formés :


La séquence principale

Les étoiles tirent donc principalement leur énergie de réactions de fusion nucléaire. La durée de vie d'une étoile n'est donc pas illimitée puisque l'étoile à une masse limitée. Pour fusionner, deux noyaux doivent donc d'abord vaincre une force de répulsion électrostatique d'autant plus forte qu'ils sont chargés (et donc lourds). L'élément qui fusionne le premier dans les étoiles est donc l'hydrogène. Pour vaincre cette force électrostatique, ils doivent avoir une énergie cinétique suffisante et donc une vitesse suffisante. Ceci revient à dire que la température doit être très élevée puisque la température n'est rien d'autre qu'une mesure macroscopique de la distribution de vitesse des particules. De plus, comme la réaction de fusion de l'hydrogène est celle qui fournit le plus d'énergie, et que l'hydrogène est de loin l'élément le plus abondant, la majeure partie de la vie d'une étoile se passera à fusionner de l'hydrogène. L’endroit du diagramme HR où les étoiles fusionnent de l’hydrogène dans leur cœur s'appelle la séquence principale. Lors de cette phase, les paramètres globaux de l’étoile évoluent peu (la luminosité augmente de quelques dizaines de pourcents, le rayon de quelques pourcents) ce qui explique que la majorité des étoiles se placent sur cette séquence.

Contrairement à ce que l'on pourrait croire, plus une étoile est massive, moins elle vit longtemps. En effet, plus la masse est grande, plus la pression et la température à l'intérieur de l'étoile seront fortes. Or l'efficacité des réactions de fusion croit avec la température. Les deux grands types de réactions qui transforment l'hydrogène en hélium sont le cycle pp (pour proton-proton) qui domine dans les étoiles de petite masse (comme le Soleil) et le cycle CNO (pour Carbone-Azote-Oxygène qui agissent globalement comme catalyseurs) dans les étoiles de grande masse. Or, le taux de production d'énergie du cycle p-p est proportionnel à T4 et celui du cycle CNO à T20, l'égalité de ces deux taux étant équivalent aux alentours de 1,2 masse solaire. Les étoiles libèrent donc d'autant plus d'énergie qu'elles sont massives et vivent donc moins longtemps car elles épuisent plus vite leur carburant.

En fonction de leur masse, les étoiles ne vivront donc pas la même durée. Mais leur fin pourra également être très différente. Les étoiles peu massives vont vivre tranquillement très longtemps et finir paisiblement tandis que les étoiles massives brilleront beaucoup avant de finir dans un cataclysme.


Évolution des étoiles de faible masse

Évolution des étoiles de très faible masse (inférieure à une demi masse solaire)

Pour des étoiles dont la masse est inférieure à la moitié de la masse du Soleil, également appelées naines froides, il n'y a pas de fusion d'éléments plus lourds après la fusion de l'hydrogène. Le temps que ces étoiles vont passer sur la séquence principale est supérieur à l'âge actuel de l'Univers (environ 14 milliards d'années). Les modèles d'évolution stellaire prévoient que ces étoiles finiront en naines blanches d'hélium de la même manière que les étoiles un peu plus massives finiront en naine blanche de carbone et d'oxygène (voir plus loin).

Il existe une masse limite inférieure en dessous de laquelle la température centrale n'est pas suffisante pour initier la fusion de l'hydrogène (environ 8 millions de kelvin). Cette masse se situe entre 0,07 et 0,08 masse solaire. Au-dessous de cette limite, on ne parle plus d'étoile mais de naine brune. Une naine brune est le résultat de la contraction gravitationnelle d'un nuage de masse inférieure à 0,08 masse solaire. Cette contraction chauffe la naine brune et sa température effective initiale se situe autour de 3000 K. Mais, comme aucune autre source d'énergie ne peut maintenir cette température et que l'objet perd de l'énergie par rayonnement, il se refroidit pour atteindre quelques centaines de kelvins au bout de quelques centaines de millions d'années.

Évolution des étoiles de masse intermédiaire (comprise entre 0,5 et 7 masses solaires)

Entre 0,5 et 7 masses solaires, seuls l'hydrogène puis l'hélium vont pouvoir fusionner dans l'étoile. Sur la séquence principale, il y aura d'abord fusion de l'hydrogène dans le cœur. Puis l'hydrogène va fusionner dans une couche autour d'un cœur d'hélium. L'étoile va alors gonfler pour former une géante rouge. Sur le diagramme HR, elle va « monter » le long de la branche des géantes (c'est-à-dire que sa température effective va baisser en même temps que son rayon va augmenter suffisamment pour faire croître la luminosité). Une fois arrivée en haut de la branche des géantes, la fusion de l'hélium au cœur va s'allumer. L'étoile va « redescendre » (contraction et réchauffement de la surface).

La fusion de l'hélium va alors produire du carbone et de l'oxygène d'abord dans le cœur (l'étoile garde alors une luminosité presque constante dans le bas de la zone des géantes) puis en couche (ce qui va de nouveau faire « monter » l'étoile dans le diagramme HR le long de ce que l'on appelle la branche asymptotique).


Nébuleuses planétaires et naines blanches

Animation montrant la nébuleuse planétaire dite de l'œil de Chat (NGC 6543).

Arrivée en haut de la branche asymptotique, l'étoile a perdu ses couches externes par l'effet des vents stellaires. La majeure partie de l'étoile est éjectée dans le milieu interstellaire sous forme de gaz enrichi. Le cœur de C et O est désolidarisé de l'enveloppe éjectée et se contracte et s'échauffe à luminosité constante. Cette phase est masquée (dans le domaine visible du spectre) par le gaz et les poussières éjectés. Lorsque sa température atteint environ 10 000 K, le flux UV devient intense et balaye et ionise les couches expulsées formant une nébuleuse planétaire.

Le cœur continue de se contracter mais la masse n'est pas suffisante pour atteindre la température de fusion du carbone. Il continue de se contracter jusqu'à ce que la pression de dégénérescence des électrons s'oppose à la gravité. On a alors formé une naine blanche de C et O. La naine blanche n'a plus de source d'énergie et continue à rayonner en se refroidissant. Sa température diminue inexorablement.


Évolution des étoiles massives

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Structure dite en «pelure d'oignon» d'une supergéante juste avant l'effondrement du cœur de fer et l'explosion de la supernova.
Crédit : ASM/Noël Robichon et Gilles Bessou

À partir de la séquence principale, des éléments de plus en plus massifs fusionnent au cœur de l'étoile. Les éléments moins massifs continuent de fusionner en couches enrichissant les couches plus profondes en produits de fusion. De forts vents stellaires sont également observés. Finalement, le noyau de fer dépasse la masse limite de Chandrasekhar et s'effondre. Le vide créé aspire la matière de l'étoile qui rebondit et crée une onde de choc qui expulse violemment toutes les couches externes : c'est la supernova de type II.

Le résidu du cœur de fer effondré forme une étoile à neutrons ou un trou noir selon sa masse. Si elle est inférieure à 3 masses solaires environ, la force nucléaire forte s'oppose à la gravité (la densité dans une étoile à neutrons est en effet de l'ordre de la densité d'un noyau atomique). Sinon, aucune force ne peut s'opposer à la gravitation et l'on a un trou noir.

État Température (K) Densité (g/cm3) Durée
Fusion de l'Hydrogène 4.107 57.106 ans
Fusion de l'Hélium2.108 7005.105 ans
Fusion du Carbone6.108 2.105 600 ans
Fusion de l'Oxygène1,5.109 107 6 mois
Fusion du Silicium2,7.109 3.107 1 jour
Effondrement du cœur5,4.109 3.109 1/4 seconde
Rebond1,3.1010 4.1014 qqs millisecondes
Explosiveenviron 109 variable10 secondes

Supernovae

Nous venons de voir ce qu'il advient d'une étoile massive en fin de vie : une supernova de type II. Il existe un autre type de supernovae, les supernovae de type Ia, qui ont une cause différente.

Comme nous l'avons déjà vu, une grande proportion des étoiles vivent en couple. Lorsque les deux masses sont différentes, la plus massive peut devenir une naine blanche de C/O tandis que son compagnon est encore sur la séquence principale.

Lorsque la secondaire devient géante, ses couches externes peuvent être accrétées par la naine blanche qui acquiert de la masse. Si le taux d'accrétion est suffisamment grand, la masse atteint la masse limite de Chandrasekhar (1,4 masse solaire) et l'étoile finit par exploser en fusionnant son carbone, son oxygène… jusqu 'à former des éléments du pic du fer. Contrairement à une SN II, aucun débris ne subsiste et la totalité des éléments produits vont enrichir le milieu interstellaire.

Le tableau suivant donne les caractéristiques des supernovae de types Ia et II.

Type de SupernovaThermonucléaire (Type Ia)Effondrement du cœur (Type II)
Luminosité Maximum3.109 soleils (MB = -19.5)quelques 108 soleils (MB = -18.5 +/- 1)
SpectrePas de raies d'hydrogène, raies de nombreux métauxraies d'hydrogène + spectre continu
Emplacementssystèmes stellaires vieux (amas globulaires, bulbe galactique, galaxies elliptiques)systèmes stellaires jeunes (amas ouverts jeunes, régions de formation d'étoiles, galaxies spirales)
Étoile précurseurNaine blanche dans un système binaireÉtoile massive
Mécanisme déclencheurTransfert de masse du compagnonEffondrement du cœur de fer
Mécanisme de l'explosionexplosion thermonucléaire du cœur carbone/oxygène qui fusionne pour former du ferOnde de choc de rebond de la surface de l'étoile à neutrons : neutrinos
Résidurien !étoile à neutrons ou trou noir
Débris expulséséléments du pic du fer (principalement du fer)Tous types d'éléments lourds (principalement de l'oxygène)

Naines blanches, étoiles à neutrons et trous noirs

Voici un tableau qui récapitule quelques propriétés des résidus stellaires.

ObjetTailleMasseDensité
Naine blancheenviron celle de la Terrede l'ordre de celle du Soleil (mais inférieure à 1,4 fois sa masse).1 tonne/cm3
Étoile à neutronsune dizaine de kilomètresentre 1,4 fois et 3 fois la masse du Soleil109 tonnes/cm3
Trou noirinconnue mais on ne peut rien « voir » à l'intérieur de l'« horizon » du trou noir qui vaut quelques kilomètresplus grande que 3 fois la masse du Soleilinconnue mais forcément plus grande que celle d'une étoile à neutrons en moyenne

Résumé de l'évolution stellaire

Voici un récapitulatif des phases d'évolution stellaire en fonction de la masse initiale de l'étoile.

M_étoile < unité(0,07;M_soleil) La température centrale de l'étoile est inférieure à la température de fusion de l'hydrogène. L'objet est une étoile avortée : une naine brune.
unité(0,07;M_soleil)<M_étoile<unité(0,5;M_soleil) L'hydrogène fusionne en hélium lorsque l'étoile est sur la séquence principale mais, ensuite, la température centrale de l'étoile est inférieure à la température de fusion de l'hélium. L'étoile finit en nébuleuse planétaire avec formation au centre d'une naine blanche d'hélium. Il faut tout de même noter que le temps d'évolution sur la séquence principale est supérieur à l'âge de l'Univers et que cette évolution est hypothétique (aucune naine blanche d'hélium ne peut encore être observée).
unité(0,5;M_soleil)<M_étoile<unité(7;M_soleil) Fusion de l'hydrogène, puis de l'hélium. Ensuite la température centrale de l'étoile est inférieure à la température de fusion du carbone. L'étoile finit en nébuleuse planétaire avec formation au centre d'une naine blanche de carbone et d'oxygène.
M_étoile>unité(8;M_soleil) Fusion de l'hydrogène sur la séquence principale puis fusion de l'hélium, puis du carbone, puis de l'oxygène... lors de la phase de supergéante rouge. L'étoile finit par avoir une structure en pelure d'oignon avec un cœur de fer entouré d'éléments de plus en plus légers en train de fusionner. L'étoile finit par exploser en supernova de type II.
si unité(8;M_soleil)<M_étoile<unité(25;M_soleil) Le résidu de la supernova donne une étoile à neutrons (éventuellement observable sous forme de pulsar)
si M_étoile>unité(25;M_soleil) Le résidu de la supernova donne un trou noir de masse stellaire.

Réponses aux exercices

pages_observation/bb-exo-distance-etoiles.html

Exercice 'Distance des étoiles'