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.

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 17^ème 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.

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.

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 17^ème 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.

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 lorsqu'il y a ambiguité avec le nombre pi.

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

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 est de 1 seconde de degré.

Comme R = 1 unité astronomique (u.a.), on a

L'étoile la plus proche a une parallaxe : .

Sa distance est donc : .

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.

• Vitesse de la lumière : c = 299 792,458 km/s (exactement)
• L'année-lumière :
• L'unité astronomique : C'est le demi-grand axe de l'orbite que décrirait autour du Soleil une planète de masse négligeable et de révolution 365,256 898 3263 jours.
• Le parsec : C'est la distance d'une étoile dont la parallaxe trigonométrique est de 1 seconde de degré.

Relations entre les différentes unités :

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.

Décomposition de la vitesse relative d'une étoile en vitesses radiale et tangentielle.

Crédit : ASM/Noël Robichon, Gilles Bessou et Djamila Taharbouche

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 :

où et sont les coordonnées équatoriales à un instant t, et à l'instant t₀ de référence, et les composantes du mouvement propre de l'étoile, sa parallaxe et et 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.

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 :

• visuelle lorsque les deux étoiles qui la composent sont observables séparément à travers un télescope. 
• spectroscopique lorsque les raies d'au moins une des composantes se décalent périodiquement dans le spectre à cause des variations de vitesse radiale induites par son mouvement orbital.
• photométrique (ou binaire à éclipse) quand sa luminosité est variable à cause des éclipses produites par le passage de l'une des composantes devant l'autre.
• astrométrique lorsque sa position est perturbée de manière détectable par la présence d'un compagnon trop peu lumineux pour être vu.

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.

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 :

• a₁m₁ = a₂m₂ par définition du barycentre
• d'après la troisième loi de Kepler.

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.

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.

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).

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 λ_m qui ne dépend que de sa température T (selon la relation de Wien :  λ_m T = cte = 3.10^-3 m.K). La longueur d'onde λ_m 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, λ_m 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 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 , où 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 , 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.

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.

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 (h≈6,626.10^-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 :

• leur température
• leur vitesse radiale par effet Doppler
• leur vitesse de rotation
• leur composition chimique
• la gravité de surface
• les propriétés du champ magnétique...

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 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.

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.

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

• L'abondance des éléments : plus un élément est abondant, plus les raies de cet élément seront fortes.
• La vitesse de rotation de l'étoile : plus l'étoile tourne vite, plus les raies seront élargies par effet Doppler
• La gravité modifie également le profil des raies ce qui permet en particulier de distinguer naines et géantes
• L'intensité du champ magnétique a également de l'influence sur la forme des raies

Diagramme HR Hipparcos

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 :

• la séquence principale (ou séquence des étoiles naines) est une zone qui traverse le diagramme en diagonale. C'est la partie où l'on trouve la majorité des étoiles.
• la branche des géantes rouges
• la séquence des naines blanches.

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

Diagramme HR théorique

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 : avec L la luminosité de l'étoile, R son rayon et T sa température.

En prenant le logarithme, on obtient :

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 :

• quelques 0,01 < < quelques 1000
• quelques 0,0001 < < quelques 1 000 000
• 3000 K 50 000 K

où est le rayon du Soleil et sa luminosité.

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 :

• Supposons que la source d'énergie du Soleil soit de nature chimique comme par exemple une combustion. On sait que les réactions chimiques les plus énergétiques ne dépassent jamais plus de 400 millions de watt par kilogramme de matière. Connaissant la masse du Soleil, environ 2.10³⁰ kg, on en déduit que le Soleil ne peut pas briller plus de 70 000 ans. Ce mécanisme est donc exclu.
• Supposons que le Soleil tire son énergie de la contraction gravitationnelle de la matière qui le forme. On imagine, par exemple, que le Soleil se forme par agrégation de morceaux de matière venant de très loin et attirés par la force de gravité. Les morceaux, en tombant sur la surface du Soleil, vont ainsi dégager de la chaleur. On a alors tranformation de l'énergie gravitationnelle en énergie cinétique avec libération de chaleur. Un calcul simple montre que le Soleil ne peut alors pas dépasser 25 millions d'années. Ce mécanisme ne peut donc, au mieux, qu'expliquer comment le jeune Soleil a pu chauffer.
• Supposons que le Soleil est composé de radium pur, élément naturel le plus radioactif qui existe (cette hypothèse est par ailleurs fantaisiste car on sait que le Soleil est composé presque exclusivement d'hydrogène et d'hélium). Le Soleil ne peut pas être plus vieux que 500 millions d'années. Cette hypothèse est donc également exclue.
• La seule source d'énergie connue qui reste est la fusion nucléaire. C'est le fait de transformer un élément léger en un élément plus lourd, l'énergie libérée étant proportionnelle à la différence de masse selon la célèbre formule établie par Einstein : E=mc². 4 moles de noyaux d'hydrogène pèsent 4,032 grammes et une mole d'hélium pèse 4,002 grammes. La différence entre les deux est très petite, environ 0,7 pour cent. Mais la masse du Soleil est énorme. On peut calculer facilement que pour briller pendant 4,6 milliards d'années, le Soleil ne perd que 10 pour cent de sa masse.

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 :

• la gravité qui tend à attirer les différentes parties de l'étoile les unes vers les autres et qui a donc tendance à faire s'effondrer l'étoile sur elle-même
• la pression qui tend au contraire à dilater 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.

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.

La structure complexe du milieu interstellaire dans la galaxie Centaurus A

Crédit : ESO

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.

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.

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 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.

Un ciel plein d'hydrogène !

Crédit : J. Dickey (UMn-USA) & F. Lochman (NRAO-USA)

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.

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.

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.

Nébuleuses par réflexion dans la constellation du Caméléon

Crédit : ESO

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.

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.

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.

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.

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 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.

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.

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.

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 :

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.

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 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 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

Le double amas ouvert h et 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.

Crédit : N.A.Sharp/NOAO/AURA/NSF

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 :

• les amas ouverts : ce sont des groupes de quelques dizaines à quelques milliers d'étoiles qui se forment dans les nuages moléculaires du plan galactique. Leur structure est lâche. Leur masse n'est pas assez importante pour que les étoiles restent groupées plus de quelques millions à quelques centaines de millions d'années. Ce sont des objets typiques du disque de la Galaxie (composée d'étoiles de population I).
• les amas globulaires : ils sont composés de quelques dizaines de milliers à quelques millions d'étoiles. Ils ont une structure sphérique dense, d'où leur nom. On n'observe dans notre Galaxie que des amas globulaires très vieux qui se sont formés aux premiers âges de la Voie Lactée il y a quelque 12 à 15 milliards d'années. Ils ont une distribution sphérique dans la Galaxie. Ce sont des objets typiques du halo de la Galaxie (composée d'étoiles de population II).

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.

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.

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.

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.

Voici un tableau qui récapitule quelques propriétés des résidus stellaires.

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

		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.
		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).
		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.
		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	Le résidu de la supernova donne une étoile à neutrons (éventuellement observable sous forme de pulsar)
	si	Le résidu de la supernova donne un trou noir de masse stellaire.

Les deux définitions précédentes conduisent à peu près au même résultat : une exoplanète est un corps de masse maximum environ 13 masses de Jupiter en orbite autour d'une étoile. Toutefois, il y a des exceptions à cette coïncidence :

La méthode la plus naturelle à laquelle on pourrait penser a priori est celle de l'imagerie directe, à savoir essayer de détecter, sur une image, la faible lueur d'une planète à côté de son étoile parente. Cette méthode se heurte cependant à deux obstacles majeurs :

1. L'éclat de la planète est extrêmement faible par rapport à celui de l'étoile
2. A la distance où on observe le système, la planète va se trouver extrêmement proche de l'étoile sur l'image.

La combinaison de ces deux effets va faire que la planète risque d'être complètement noyée dans le halo de lumière de l'étoile. En raison de ces difficultés, la détection directe de planètes a longtemps été hors de portée, et c'est par d'autres méthodes que les premières exoplanètes ont été découvertes. Mais les techniques d'observation ont aujourd'hui suffisamment progressé pour rendre l'imagerie directe de planètes enfin possible. Et à ce jour, une trentaine d'exoplanètes ont été détectées par cette méthode. (voir le nombre actualisé de planètes détectées sur le site exoplanet.eu)

Nous allons dans ce chapitre voir tout d'abord plus en détail pourquoi l'observation directe est si difficile, avant de nous pencher sur les différentes techniques d'observation et les premiers résultats, spectaculaires, qui ont été obtenus.

Il y a deux régimes différents par lesquels on peut recevoir la lumière émanant d'une planète :

• la lumière de l'étoile réfléchie par la planète
• l'émission thermique de la planète chauffée par l'étoile.

Comparaison entre le spectre du Soleil et celui de 4 planètes du système solaire, ainsi que celui d'un "Jupiter chaud" (S.Seager, 2010). Les spectres planétaires montrent les deux types d'émission, le flux réfléchi à gauche et l'émission thermique à droite.

Crédit : S. Seager et A.Boccaletti (2010)

Sur la figure, on voit que le spectre réfléchi est prépondérant aux longueurs d'onde visibles. Aux plus grandes longueurs d'onde, l'émission thermique de la planète l'emporte sur le flux réfléchi. Plus la planète est proche de l'étoile, donc chaude, plus la transition entre les deux régimes se fait à petite longueur d'onde.

Le cas le plus favorable pour l'observation directe est celui d'une planète loin de son étoile, pour qu'elle sorte du halo de celle-ci, et qui soit de plus de grande taille et très chaude afin que son flux thermique soit élevé. Ce cas idéal est malheureusement difficile à trouver, car en principe plus une planète est loin de son étoile, plus elle est froide. Par exemple, Jupiter, qui a une surface 100 fois plus grande que celle de la Terre, n'a pas un flux 100 fois plus grand du fait de sa température de surface beaucoup plus faible.

Il existe cependant un type de systèmes planétaires pour lesquels on peut trouver ce cas idéal d'une planète lointaine et chaude, à savoir les systèmes jeunes, pour lesquels les planètes conservent encore une grande partie de l'énergie thermique emmagasinée lors de leur formation. On pense ainsi que Jupiter, lorsqu'il était âgé de seulement 100 millions d'années, était beaucoup plus chaud qu'aujourd'hui et environ 1000 fois plus lumineux ! C'est donc vers l'observation de tels systèmes jeunes que se sont tournés les efforts de détection directe... et ces efforts ont enfin payé. Après la première image directe obtenue en 2004, plusieurs dizaines de détections ont eu lieu depuis. Les deux résultats les plus spectaculaires étant sans doute le système autour de l'étoile HR8799, avec pas moins de 4 planètes détectées, et la découverte de la planète autour de β Pictoris, dont l'existence avait été prévue depuis plus de 10 ans par l'observation du disque de poussière autour de cette étoile.

Le système planétaire autour de HR8799

Image directe des 4 planètes en orbite autour de l'étoile HR8799. Le petit trait horizontal donne l'échelle : 20 AU (20 "unités astronomiques" correspond environ à la distance Soleil-Uranus. Cette image a été obtenue avec le télescope géant Keck, en masquant la lumière de l'étoile centrale avec un coronographe (voir page suivante).

Crédit : C.Marois & Keck Observatory

Il faut souligner que, même pour ces cas idéaux de planètes externes et chaudes, la détection directe relève toujours de la prouesse technique, tout le problème étant de faire ressortir la faible luminosité de la planète juste à côté de son éblouissante étoile hôte.

Pour résoudre le problème majeur de l'imagerie directe, à savoir faire ressortir la faible lumière de la planète à côté d'une étoile infiniment plus brillante, il faut arriver à masquer la lumière de l'étoile sans toucher à celle de la planète. Pour celà, on utilise 2 techniques : la choronographie et l'extinction interférométrique.

Schéma du montage optique qui fait interférer destructivement une étoile avec elle-même, ce qui permet d'augmenter le contraste planète/étoile.

Crédit : Jean Schneider

Au vu de la difficulté d'observer directement une exoplanète, d'autres méthodes peuvent être envisagées, qui vont chercher à observer le mouvement induit par la planète sur son étoile.

Mouvement d'une étoile dû à une planète

On présente souvent les lois de Kepler en disant que l'orbite d'une planète est une ellipse dont son étoile occupe l'un des foyers. Mais l'on pourrait tout aussi bien dire que le couple étoile-planète tourne autour du centre de gravité de ce système. Certes, la masse de l'étoile étant beaucoup plus grande que celle de la planète, ce centre de gravité sera très proche du centre de l'étoile, mais pas tout à fait. Et ce "pas tout à fait" a ici une importance cruciale, car il fait que l'étoile a elle aussi un mouvement, décrivant une petite orbite autour du centre de gravité de son système.

Ainsi, pour une planète de masse M_pl dont l'orbite autour de son étoile de masse M_* est une ellipse de demi-grand axe a, le mouvement de l'étoile autour du centre de gravité du système est une ellipse de demi-grand axe a_* :

Dans le cas simplifié où la planète est sur orbite circulaire, est constant et il en est donc de même de a_* de sorte que l'étoile suit une trajectoire circulaire autour du centre de masse.

mouvement orbital d'un couple étoile-planète

Mouvements respectifs d'une étoile et d'une planète moins massive autour du centre de gravité du système étoile-planète

Crédit : (Rtn20)

La période orbitale de l'étoile sera la même que celle de la planète et est donnée par la 3ème loi de Kepler :

où est la constante de la gravitation,

Du fait de la faible masse de la planète, le mouvement de l'étoile est très limité, mais il peut cependant s'observer, et ce de trois manières différentes :

• vitesses radiales
• astrométrie
• chronométrage

Cette méthode, même si elle n'est pas la plus simple dans son principe, est la première à avoir permis la découverte d'une exoplanète autour d'une étoile de type solaire en 1995. Elle a été pendant plusieurs années la méthode par laquelle la quasi-totalité des exoplanètes était trouvée. Même si aujourd'hui beaucoup d'autres méthodes moissonnent avec succès de nouvelles planètes, il n'en reste pas moins que plus de 2/3 des exoplanètes découvertes à ce jour l'ont été par la méthode des vitesses radiales.

Principe de la méthode

Effet Doppler sur la lumière provenant d'une étoile perturbée par une planète. La lumière est décalée vers le bleu (courtes longueurs d'onde) lorsque l'étoile se rapproche de nous, et vers le rouge quand elle s'éloigne. La courbe en haut à droite donne la courbe de vitesse radiale de l'étoile que l'on peut déduire de son décalage Doppler.

Crédit : Observatoire de Paris/ASM Emmanuel Pécontal

Le principe de cette méthode est de détecter le mouvement d'une étoile en observant l'effet Doppler sur la lumière qui nous en provient. Quand l'étoile a un mouvement qui la fait se rapprocher de nous, sa lumière est décalée vers le bleu, alors qu'elle est décalée vers le rouge quand elle s'éloigne. L'amplitude de ces décalages est proportionnelle à la vitesse de l'étoile. Dans le cas simplifié où l'orbite de l'étoile (due à une planète) est parfaitement circulaire, la vitesse V_R à laquelle elle s'éloigne ou se rapproche de nous varie en fonction du temps suivant :

où K est l'amplitude de la variation de , donnée par :

où i est l'angle entre la ligne de visée de l'observateur et la perpendiculaire au plan de l'orbite de la planète. L'effet Doppler est maximum quand cet angle est égal à 90°, c'est-à-dire quand on regarde l'orbite "par la tranche". Quand i est nul, la vitesse de l'étoile n'a pas de composante radiale. Dans ce cas, même si une planète est présente, cette méthode ne permet pas de la détecter.

L'amplitude de l'effet Doppler induit par le mouvement de l'étoile est de l'ordre de K/c, où c est la vitesse de la lumière, c'est-à-dire de quelques m/s (la vitesse d'un homme qui court !) divisés par 300 000 km/s ! (voir ce petit exercice, pour calculer cet effet pour la Terre et pour Jupiter). Il s'agit donc de mesurer des effets extrêmements fins. A l'heure actuelle, on peut détecter des vitesses radiales de l'ordre de ∼0.5 m/s, c'est-à-dire qu'une "exo Terre" est presque à notre portée.

On voit que cette méthode favorise la détection de planètes massives et proches de leur étoile, car l'amplitude K est directement proportionnelle à Mpl et inversement proportionnelle à . Et de fait, les premières planètes détectées par effet Doppler étaient des "Jupiter chaud", c'est-à-dire des planètes de la masse de Jupiter mais situées extrêmement près de leur étoile (plus près que Mercure). Le plus célèbre de ces Jupiter chaud est la planète 51 Pégase b, la toute première à avoir été détectée.

Courbe de vitesse de l'étoile 51 Pegase (1995)

Cette courbe est historique, car elle correspond à la première détection d'une exoplanète autour d'une étoile de type solaire. Cette observation a été réalisée à l'Observatoire de Haute-Provence, par Michel Mayor et Didier Queloz, de l'Observatoire de Genève.

Crédit : (M.Mayor & D.Queloz)

Depuis 1995, quantité d'autres exoplanètes ont été découvertes par cette méthode. Et si initiallement la plupart d'entre elles étaient des Jupiter chaud (car ce sont les plus faciles à détecter), celles découvertes aujourd'hui sont de tout type : "Jupiter froid", "Neptune-chaud", "super-Terre", etc. Voir l'Encyclopédie des planètes extrasolaires pour une liste actualisée de toutes les exoplanètes découvertes par effet Doppler.

C'est la méthode qui a actuellement le "vent en poupe". Son principe est simple : si on a la chance d'observer un système étoile-planète exactement "par la tranche", alors on peut assister à un transit de la planète devant son étoile. Lors de ce transit une petite fraction de la lumière stellaire est cachée par la planète et donc le signal lumineux en provenance de l'étoile chute légèrement le temps du transit (voir Figure).

Simulation (animation)

Crédit : Hans Deeg (Instituto de Astrofisica de Canarias)

La chute de luminosité est de l'ordre de (R_pl/R*)², où R_pl est le rayon de la planète et R* celui de l'étoile. L'effet est certes petit, mais il est bien plus important que le rapport de luminosité directe entre la planète et l'étoile, qui est lui de l'ordre de (R_pl/d)², où d est cette fois-ci la distance de la planète à l'étoile (voir exercice page suivante).

Exemple de courbe de lumière

courbe de lumière autour de l'étoile OGLE-TR-56

Crédit : Groupe Ogle

La principale difficulté de cette méthode n'est pas tant l'amplitude de l'effet à mesurer que le fait qu'il faut une situation très favorable et a priori peu probable pour voir un transit, à savoir être exactement aligné avec l'orbite planétaire (voir exercice page suivante). De ce fait, la solution est de réaliser un très grand nombre d'observations d'étoiles, pour être sûr d'avoir au moins une chance d'être dans une configuration favorable.

Le premier transit planétaire a été observé en 1999, et depuis lors, plus de 2000 planètes ont été observées par cette méthode. Le rythme de détection s'est très fortement accéléré ces dernières années, avec l'arrivée du télescope spatial français COROT et du télescope KEPLER de la NASA, tous deux dédiés à ce type d'observations.

C'est une application de la théorie d'Einstein de la gravitation. Celle-ci prédit que lorsqu'un corps de masse M (déflecteur) est à une distance b projetée sur le ciel ("paramètre d'impact") de la ligne de visée d'une source lointaine, l'éclat apparent de cette dernière est amplifié par un facteur . Lorsque la source et le déflecteur se déplacent l'un par rapport à l'autre sur le plan du ciel, le paramètre d'impact b varie au cours du temps. Il en est donc de même du facteur d'amplification qui devient une fonction du temps A(t).

Principe d'une détection par lentille gravitationnelle

Saut de luminosité dû à un phénomène de lentille gravitationnelle. Une étoile lointaine passe exactement derrière une autre étoile autour de laquelle orbite une planète. L'étoile proche focalise la lumière de l'étoile lointaine, ce qui crée une augmentation de la luminosité. La planète focalise aussi la lumière de l'étoile lointaine, ce qui crée les deux pics de luminosité visibles avant le maximum.

Crédit : Observatoire de Paris / UFE

La probabilité d'observer un tel évènement est très faible. De ce fait, cette méthode de l'extrême nécessite d'observer un large champ stellaire pendant très longtemps pour avoir une chance d'assister à un phénomène de lentille.

Cette méthode de l'extrême a porté ses fruits : plus de 80 planètes ont été ainsi détectées à ce jour.

Un peu de philosophie :

La notion de vie est fondamentalement subjective : nous déclarons vivant un "objet" (comme on dit "objet d'attention" ou "objet d'amour") avec lequel nous pouvons avoir des relations riches et intéressantes. Parmi ces relations, il y a le fait de pouvoir projeter sur lui des comportements qui nous sont propres comme l'autonomie. Il n'y a donc strictement parlant pas d'organisme vivant mais seulement des relations vivantes à des organismes.

Cela dit, c'est une constatation empirique que tout objet avec lequel nous entretenons une relation vivante a une architecture physico-chimique complexe (molécules, cellules, organes, ...). Aucune théorie philosophique, psychologique ou biochimique n'a jamais expliqué cette corrélation, on ne peut que la constater. Elle permet de faire le chemin inverse et d'attribuer, à titre d'hypothèse méthodologique, le caractère de biologiquement vivant à un objet dont l'architecture physico-chimique est complexe et présente des caractéristiques analogues à celles des organismes terriens. C'est la démarche suivie par les astronomes qui cherchent "la vie" en dehors de la Terre (exobiologie). Dans cette démarche, il s'agit alors de savoir quelles sont les caractéristiques que l'on va retenir. Ce choix est partiellement arbitraire.

Une fois admise la démarche biochimique décrite précédemment, elle permet de préciser dans quel type de planète on peut s'attendre à rencontrer une vie biologique. Pour que cette dernière puisse prospérer, un certain nombre de conditions sont requises. Ces conditions sont généralement admises par les astronomes, mais ils restent ouverts à des écarts et des variantes.

La condition principale est qu'il faut un milieu liquide car il favorise énormément le transport des matériaux nécessaires à une activité biochimique.

L'eau est un liquide à priori prometteur car c'est l'un des plus abondants de l'univers (les autres étant par exemple l'alcool ou le méthane et l'ammoniaque qui peuvent également être liquides, quoique à des températures beaucoup plus basses). De plus elle a l'avantage d'être un des meilleurs solvants ce qui favorise les réactions et échanges biochimiques. On est ainsi conduit à favoriser les circonstances permettant la présence d'eau liquide.

Une autre condition universelle est qu'il faut, dans le cadre des concepts thermodynamiques traditionnels, une source d'énergie "noble" (c'est-à-dire sous forme non thermique) à entropie très basse. Elle doit par ailleurs être permanente car son interruption conduirait à la destruction des organismes. La meilleure source d'énergie permanente, abondante et de basse entropie connue à ce jour est le rayonnement des étoiles.

Distance de la zone habitable à l'étoile, en fonction du type stellaire.

Crédit : NASA

Le meilleur endroit identifié à ce jour où on trouve à la fois de l'eau liquide et une source permanente et intense de lumière est une planète située à une distance de son étoile telle que sa température est d'environ 300 K. De plus elle doit être suffisamment massive pour empêcher l'eau de s'échapper de la planète, mais pas trop sinon l'eau est confinée dans des couches profondes et sans lumière d'une atmosphère d'hydrogène (ce dernier point est toutefois sujet à discussion). On est ainsi conduit à chercher en priorité une vie biologique sur une planète de 1 à quelques masses terrestres située à une distance de 0,2 UA (pour les étoiles de type M) à 1,5 UA (pour les étoiles de type F) de son étoile (bien que des satellites de planètes géantes riches en eau et chauffés par effet de marée comme Europe, satellite de Jupiter, soient envisageables). Cette distance critique, dépendant du type d'étoile, définit ce qu'on appelle la zone d'habitabilité de l'étoile.

Alors que dans le système solaire on peut envoyer des missions qui feront de l'analyse in situ voire du retour d'échantillons pour analyser la structure biochimique d'échantillons, dans le cas des exoplanètes on en est réduit à faire de la télédétection. Celle-ci peut a priori prendre plusieurs formes :

• analyse de "signaux" radio ou optiques : c'est la démarche des programmes "SETI" (Search for ExtraTerrestrial Intelligence) que nous ne commentons pas davantage ici
• analyse polarimétrique des exoplanètes. Cette voie n'est pour l'instant pas explorée
• analyse spectrale des exoplanètes. C'est l'approche la plus élaborée, qui est développée ci-dessous.

Il y a deux approches pour détecter une activité biologique dans le spectre d'une planète : l'analyse spectrale de sa surface et celle de son atmosphère.

Pouvoir réflecteur de la végétation en fonction de la longueur d'onde. On voit que les plantes réfléchissent essentiellement dans l'infrarouge, et 7 fois moins dans le visible (du bleu au rouge).

Crédit : "Spectroscopy of Rocks and Minerals, and Principles of Spectroscopy" par Roger N. Clark. cf http://speclab.cr.usgs.gov/PAPERS.refl-mrs/refl4.html#section4.3

Il y avait en juillet 2012 plus d'une centaine de programmes de recherche d'exoplanètes en cours ou en projet. Parmi les 90 projets qui utilisent des instruments au sol, plus de 20 ont déjà donné lieu à des détections. Parmi la vingtaine de projets spatiaux opérationnels ou en projet, 4 ont déjà donné des résultats, Corot et Kepler par la méthode des transits, le Hubble Space Telescope en astrométrie et le satellite infrarouge Spitzer qui détecte l'émission thermique de la planète en spectroscopie.

Les projets du sol privilégient aujourd'hui la technique des transits alors que la majorité des exoplanètes découvertes l'ont été par la méthode des Vitesses Radiales (VR). L'observation d'un transit aboutit à la détection de planète mais peut aussi donner des informations sur sa taille et la composition de son atmosphère. Au-delà des techniques de VR et de transit, d'autres projets recherchent l'émission directe des planètes, soit en imagerie visible, millimétrique ou sub-millimétrique, soit en détection radio, soit avec de la photométrie, de la spectroscopie ou de la spectro-polarimétrie.

Quelques projets du sol recherchent des signatures d'exoplanètes par astrométrie ou micro-lentilles gravitationelles. Les projets de l'espace privilégient l'astrométrie et les techniques des transits mais exploitent aussi les fenêtres infrarouges, inaccessibles du sol, pour faire de la photométrie, de l'imagerie et de la spectroscopie.

De ces découvertes, on peut tirer quelques leçons intéressantes.

Voisinage du Soleil

La plupart des méthodes utilisées ne permettent de détecter des planètes qu'autour des étoiles situées à moins de 300 années-lumière du Soleil.

Crédit : NASA

Les orbites des planètes sont à peu près dans un même plan (le plan de l'écliptique). C'est le résultat du processus de formation du Système Solaire qui est né à partir d'un nuage de gaz et de poussière qui s'est aplati au fur et à mesure de sa contraction.

Les orbites sont des ellipses, dont le Soleil occupe l'un des foyers.

Exception à la règle : Pluton n'est pas dans le plan de l'écliptique. En fait, Pluton est un objet à part : il fait partie des objets transneptuniens et a, depuis 2006, le statut de "planète naine".

Orbites des huit planètes principales et de la planète naine Pluton.

Crédit : ASM/Gilles Bessou + images NASA

Nous définirons dans ce paragraphe les principaux paramètres qui caractérisent l'orbite d'une planète.

• Demi-grand axe, a : moitié du grand axe de l'ellipse qui décrit l'orbite de la planète autour du Soleil.
• Période de révolution sidérale, P : intervalle de temps mis par la planète pour accomplir une révolution autour du Soleil.
• Période de rotation, T : intervalle de temps mis par la planète pour tourner une fois sur elle-même.
• Excentricité, e : grandeur comprise enre 0 et 1, caractérisant l'aplatissement d'une ellipse. La valeur e=0 désigne un cercle. Plus e est grand et s'approche de 1, plus l'ellipse est allongée. On dit alors d'une planète qu'elle a une orbite très elliptique.
• Inclinaison , i : angle d'inclinaison de l'orbite par rapport à l'écliptique.
• Obliquité : angle d'inclinaison de l'équateur par rapport à l'écliptique.

Ce tableau est une feuille de calcul (type excel) et permet de tracer des graphes. Amusez-vous à en faire afin de mieux comprendre les propriétés des planètes. Par exemple :

• Dans la dernière colonne, vérifiez que le rapport est bien une constante (comme le décrit la troisième loi de Kepler, voir page suivante). Pour cela, entrez "=B1^3/C1^2" dans la cellule H1.
• Tracez les graphes : inclinaison ou excentricité pour chaque planète. Que constatez-vous ? Pourquoi ? (Vous séchez ? passez à la page suivante...)

Dans cette partie, nous allons vous guider à travers les propriétés étonnantes et variées des quatre planètes telluriques : Mercure, Vénus, la Terre et Mars, qui constituent ce que l'on appelle le "Système Solaire interne". Une "promenade" vous est proposée pour chaque planète. Puis, la fiche "Résumé" de chaque planète vous indique quelles sont les propriétés importantes à retenir.

La planète Mercure vue par Mariner 10

Mosaïques d'images de la surface cratérisée de Mercure.

Crédit : NASA/Mariner 10

Située à une distance moyenne de 58 millions de km du Soleil et avec une taille de 4900 km, Mercure est à la fois la plus proche et la plus petite des planètes internes. Son orbite très elliptique, c'est-à-dire très allongée (l'excentricité est de 0,2) mène la planète au plus près à 46 millions de km et au plus loin à 70 millions de km du Soleil. C'est un objet brillant du ciel et connu depuis l'antiquité.

Comme la Lune, Mercure n'a pas d'atmosphère. Si vous vous teniez à la surface de Mercure, vous seriez plongés dans l'obscurité de l'espace, car l'atmosphère ne diffuse pas la lumière du Soleil. En effet, c'est la diffusion de la lumière solaire par les particules de l'atmosphère (phénomène de diffusion Rayleigh) qui est responsable du bleu du ciel sur Terre. A cause de l'absence d'atmosphère qui retient la chaleur, les variations de température diurne/nocturne sont très fortes de 430°C (le jour) à -170°C (la nuit).

Caloris basin

Caloris basin, un énorme bassin d'impact et un des points les plus chauds de Mercure

Crédit : NASA/Mariner 10

Pôle sud de Mercure

De la glace d'eau est sans doute présente aux pôles de Mercure.

Crédit : NASA/Mariner 10

• 0,38 R_Terre
• Pas d'atmosphère
• Surface rocheuse (basalte) sans activité volcanique présente
• Surface couverte de cratères (comme la Lune)
• Faible champ magnétique

La planète Mercure vue par Mariner 10

La première image prise par la sonde Mariner 10, le 24 Mars 1974, alors que la sonde était en approche de Mercure à une distance de 5 380 000 km

Crédit : NASA/Mariner 10

Les nuages de Vénus

Image en fausse couleur prise par la sonde Galileo à 2,7 millions de kilomètres de Vénus. Cette image a été prise dans le filtre violet mais a été colorée en bleu pour accentuer les contrastes. On peut y voir la structure nuageuse d'acide sulfurique. Ces nuages ont un mouvement très rapide pouvant aller jusqu'à des vitesses de 360 km/h

Crédit : NASA/Galileo

Dynamique de l'atmosphère de Vénus

Film en fausse couleur (filtre ultraviolet) prise par la sonde Vénus Express entre 39 100 et 22 600 kilomètres de la surface le 22 Mai 2006.

Crédit : ESA

Qui ne connaît pas Vénus ? Vénus est le troisième objet le plus brillant du ciel (après le Soleil et la Lune). Sa magnitude visuelle (échelle d'intensité logarithmique utilisée par les astronomes) est de -4,6 à son maximum. La planète est située à une distance angulaire maximum de 48° du Soleil.

C'est l'étoile du berger qui a fait rêver de tout temps l'homme au lever comme au coucher du Soleil. On l'a longtemps appelée la sœur jumelle de la Terre à cause de sa taille et sa masse très comparables à celles de la Terre.

Mais en fait, Vénus, c'est plutôt l'anti-Terre. Jugez-en vous-même : toujours par le pouvoir de l'imagination, transportons-nous sur la planète. La température au sol est prodigieusement élevée (730 K, soit 450°C). On est écrasé par une pression au sol de 90 fois la pression sur Terre. L'atmosphère irrespirable (96% de CO₂) est tellement dense qu'elle absorbe la lumière du Soleil de telle sorte que la pénombre est perpétuelle. Évoluer dans l'atmosphère vénusienne, c'est quelque chose à mi-chemin entre voler et nager, car la densité de l'air n'est que de 1/10 fois celle de l'eau.

Pour terminer ce tableau apocalyptique, il y a des pluies sur Vénus, mais des pluies d'acide sulfurique (H₂SO₄). Mais ce n'est qu'un moindre mal car les pluies se vaporisent avant même d'arriver au sol ! Les vents au sol sont très faibles, sans doute à cause de la rotation extrêmement lente de la planète.

Des volcans

La Terre et Vénus sont comparables en densité et en composition chimique, et ont également des surfaces relativement jeunes. Cependant, Vénus n'a pas d'océan. La surface a été modelée par le volcanisme, les impacts et les déformations de la croûte. On n'a pas constaté sur Vénus de volcans en activité. Par contre, de grandes variations de dioxyde de soufre (SO₂) dans l'atmosphère laissent à penser que les volcans sont sans doute encore actifs.

Plus de 1000 volcans de plus de 20 km de large constellent la surface de Vénus. Il y a sans doute près d'un million de volcans de plus d'un kilomètre de large. Le plus gros de la surface de Vénus est couvert de vastes coulées de lave. Ainsi, au nord une région appelé Ishtar Terra est un bassin rempli de lave, grand comme l'Europe.

Volcan Maat Mons

Cette vue générée par ordinateur de la surface de Vénus a été créée à partir des images radar de Magellan. Les hauteurs ont été exagérées d'un facteur 10 environ. La montagne du fond est Maat Mons, un volcan de Vénus qui doit son nom à la déesse égyptienne de la vérité et de la justice. Le volcan s'élève à 8 km d'altitude. Les zones brillantes sont des régions très découpées et les zones sombres, des terrains plus lisses. Les lignes sombres et brillantes qui partent du sommet de Maat Mons sont des coulées de lave de rugosités différentes. La région brillante au premier plan est une coulée de lave étendue et rugueuse qui s'est répandue sur une plaine lisse, probablement basaltique.

Crédit : NASA/Magellan

Trois cratères

Vue oblique de trois cratères vénusiens : Howe (37 km) au centre, Danilova (47 km) à gauche et Aglaonice (62 km) à droite. On a attribué à chaque structure du sol vénusien des noms de femmes, réelles ou mythiques. A l'exception unique du Mont Maxwell (la plus haute montagne), en hommage au savant anglais, car c'est grâce aux ondes électromagnétiques de Sir Maxwell que l'on a pu sonder la surface de Vénus !

Crédit : NASA/Magellan

L'intérieur de Vénus est probablement très similaire à celui de la Terre, avec un noyau d'environ 3000 km de rayon et un manteau rocheux en fusion recouvrant la majorité de la planète.

Vénus n'a pas de satellites, ni de champ magnétique intrinsèque. L'atmosphère très dense freine le processus de cratérisation de la surface : il n'existe pas de cratères plus petits que 1-2 km sur Vénus. La raison est que les météores brûlent dans l'atmosphère avant d'arriver au sol.

roche en fusion

Coulée de roche en fusion suite à un impact de météorite.

Crédit : NASA/Magellan

La planète Vénus vue par la sonde Galileo

Image en fausses couleurs prise par la sonde Mariner 10 en 1974. On peut également y voir la structure nuageuse très dense qui empêche de voir la surface.

Crédit : NASA

• 0,95 R_Terre
• Présence d'une atmosphère épaisse et nuageuse
• Surface rocheuse avec peu de cratères (âge : 500 millions)
• Activité volcanique présente ?
• Pas de champ magnétique

La Terre vue de l'espace

Image prise par les astronautes d'Apollo 17. Une vue depuis la Méditerranée (tout en haut) jusqu'au pôle sud.

Crédit : NASA

• Rayon = 6378 km
• Présence d'une atmosphère
• Eau liquide à la surface
• Surface rocheuse avec peu de cratères
• Activité volcanique et tectonique
• Champ magnétique intense

Mars vue par le télescope spatial Hubble

La couleur rouge caractéristique de Mars est due aux oxydes de fer présents à sa surface

Crédit : NASA

Comme Vénus, l'atmosphère de Mars est composée de CO₂, mais est beaucoup moins dense que celle de Vénus. On a une pression si faible (100 fois plus faible que sur Terre) que votre corps enflerait si vous vous teniez à la surface de Mars, sans une combinaison spatiale. En fait température et pression sont incompatibles avec de l'eau liquide. Le fait de voir des lits asséchés sur Mars nous enseigne que l'atmosphère a donc dû être différente dans le passé.

Vue de la calotte sud de Mars

Le pôle sud de Mars vue par la sonde Mars Express. On peut y voir la calotte polaire très brillante, riche en dioxyde de carbone (rose), entourée de glace d'eau pure (vert à bleu)

Crédit : ESA

Le relief martien

L'ombre de Phobos

L'ombre de Phobos sur la surface de Mars

Crédit : NASA/MGS

La surface de Mars comporte relativement peu de cratères.

Olympus Mons

Le volcan le plus haut du Système Solaire (25 000 m d'altitude)

Crédit : NASA/MGS

Olympus Mons est un gigantesque volcan qui fait 25 km de haut et 700 km de diamètre. C'est le plus grand volcan du Système Solaire. Olympus Mons et les volcans de la région de Tharsis sont des volcans similaires aux volcans hawaiiens. Sur Terre, le plus grand d'entre eux fait 9 km de haut à partir du plancher océanique et 120 km de diamètre. Remarquez les cratères d'impact au sommet du volcan.

• 0,53 R_Terre
• Présence d'une atmosphère ténue, présence de quelques nuages d'eau
• Surface rocheuse avec relativement peu de cratères
• Activité volcanique il y a 500 millions d'années, peut-être encore plus récemment
• Pas de champ magnétique

Mars au plus près

Cette image de Mars a été obtenue le 27 Août 2003 lorsque la Terre et Mars se sont trouvées au plus près depuis 60 000 ans à 55 760 220 km.

Crédit : NASA

Mars au plus près

L'autre côté de Mars.

Crédit : NASA

Structure interne des planètes

La composition globale des planètes telluriques est rocheuse, c'est-à-dire constituée de silicates, de fer et de nickel. Ce qui donne une densité d'environ 5 (rappel : la densité de l'eau est 1).

Les planètes telluriques se sont formées par accrétion de planétésimaux. En conséquence, durant cette phase d'accrétion initiale, les planètes sont restées :

• chaudes
• homogènes
• liquides

Ensuite, à cause de la gravitation, on assiste à la chute des matériaux les plus lourds (fer, nickel) vers le centre : c'est le phénomène de la différenciation qui conduit à la formation d'un noyau plus dense. Le manteau est constitué de silicates. Le refroidissement de la surface donne ensuite lieu à la formation de la croûte solide. Pour la Terre, La densité décroît du noyau (12) jusqu'à la croûte (3) en passant par le manteau (5).

Les trois sources de chaleur

Crédit : ASM/Alain Doressoundiram et Gilles Bessou

L'activité géologique d'une planète dépend de sa structure interne (manteau liquide, épaisseur de la croûte, ...) et sa structure interne dépend de sa température interne. Nous allons voir ci-après comment l'énergie est emmagasinée dans l'intérieur de la planète, et comment elle s'échappe vers l'extérieur.

Comment la planète se refroidit-elle ?

La chaleur s'échappe de l'intérieur de la planète au moyen de trois processus : la convection (dans une cellule convective du manteau liquide, de la roche chaude monte tandis que de la roche plus froide redescend), la conduction (qui transporte la chaleur dans la croûte rigide), et le volcanisme (qui amène la lave en fusion à la surface)

Crédit : ASM/Alain Doressoundiram et Gilles Bessou

• La conduction est le processus par lequel la chaleur se propage d'un corps chaud à un corps froid par contact physique. Par exemple la conduction est responsable du flux de chaleur passant de votre main à un verre d'eau glacé.
• La convection est le processus de transport de chaleur par lequel un fluide chaud se dilate et monte, tandis qu'un fluide plus froid se contracte et descend entraînant une circulation. C'est ce qui se passe quand on fait chauffer une casserole d'eau et c'est ce qui se passe aussi dans l'intérieur d'une planète.
• Le troisième (tout comme le quatrième) processus est une manifestation brusque de l'évacuation de la chaleur à la surface. C'est le volcanisme de points chauds, c'est-à-dire la remontée de magma en des points précis.
• et dernier processus, la tectonique des plaques, c'est-à-dire le mouvement de la croûte de la planète.

L'abondance des cratères permet de dater l'âge des surfaces et la fin du volcanisme :

• Mercure et Lune : fin il y a 3 milliards d'années
• Mars : fin il y a 500 millions d'années
• Terre et Vénus (?) : toujours en activité

Pourquoi de telles différences ?

L'énergie interne disponible est proportionnelle au volume : (R est le rayon de la planète)

Le refroidissement est proportionnel à la surface :

Il en résulte que la durée de l'activité est proportionnelle au rayon de la planète.

La taille est donc le facteur ultime qui détermine la durée pendant laquelle la planète restera chaude. Les grosses planètes resteront chaudes longtemps, tout comme une grosse pomme de terre restera chaude plus longtemps que les petites.

L'atmosphère des planètes telluriques est le fluide gazeux qui entoure leur surface. Ce gaz est maintenu par l'attraction gravitationnelle et est entraîné avec la planète. On caractérise ces atmosphères par plusieurs aspects tels que leur température, leur composition, la présence de nuages et leur météorologie.

L'étude de ces différents aspects est bien évidemment couplée et permet à la fois de mieux comprendre ces atmosphères et leur interaction avec la surface (et les océans dans le cas de la Terre), ainsi que le type de climat associé et son évolution dans le temps.

De plus, l'étude des atmosphères planétaires permet de contraindre la formation des planètes et leur histoire. Finalement, la comparaison de l'histoire des atmosphères (i.e. la planétologie comparée) permet de comprendre les paramètres physico-chimiques qui sont à l'origine de leur évolution distincte.

Pendant la phase initiale de formation des planètes telluriques (il y a environ 4,56 milliards d'années), les planètes ont peut-être acquis une atmosphère primaire composée principalement d'hydrogène (H₂) et d'hélium (He) à 99%, comme dans le Soleil ou Jupiter. Cependant cette hypothèse est très incertaine, et si c'était le cas, l'atmosphère primitive s'est probablement échappée très rapidement. Soit à cause de la faible gravité de ces planètes, soit soufflée par le vent solaire et par l'intense rayonnement UV du Soleil jeune, en même temps que la nébuleuse primitive, environ 10 millions d'années après la formation du Soleil.

Une atmosphère secondaire s'est formée ensuite par le dégazage des gaz piégés dans les roches - due à l'activité volcanique - ainsi que par des impacts de planétésimaux (astéroïdes, comètes) contenant des gaz volatils tels que H₂O et CO₂. Ces atmosphères secondaires étaient probablement semblables et composées principalement de H₂O, CO₂, N₂, SO₂ et à un degré moindre des gaz rares (Ar, Ne, He, Xe, Kr). La très faible abondance relative des gaz rares par rapport aux abondances solaires (10^-4-10^-12) est une preuve que ces atmosphères sont secondaires, puisque les gaz rares ne peuvent s'échapper que par des processus classiques. Les variations de composition initiale des roches formant ces planètes ainsi que leur faculté à absorber et dégazer les différents volatiles ont pu conduire à des atmosphères secondaires quelque peu différentes.

Origine de la formation des atmosphères primaires et secondaires.

Crédit : ASM/Raphael Moreno et Gilles Bessou

Giuseppe Piazzi

Le père jésuite et astronome Giuseppe Piazzi désignant de l'index le fruit de sa découverte.

Crédit : Observatoire astronomique de Palerme

Le premier jour de l'année 1801, Giuseppe Piazzi découvrit un objet qu'il pensa d'abord être une comète. Mais après que son orbite fut mieux déterminée, il apparut évident que ce n'était pas une comète mais qu'il s'agissait plus vraisemblablement d'une petite planète. Piazzi l'appela Cérès, en l'honneur du dieu sicilien de l'agriculture. Cette découverte marqua le début de l'exploration et de la recherche sur la population astéroïdale. Mais que sont les astéroïdes, d'où viennent-ils et que nous apprennent-ils ?

impact géant

Une vue d'artiste d'un impact géant comme celui qui a produit le cratère de Chicxulub au Mexique.

Crédit : NASA/Don Davis

Coloniser un astéroïde

Une vue d'artiste illustrant l'exploitation d'un astéroïde pour ses ressources minières

Crédit : NASA/Denise Watt

La figure donnant la distribution des astéroïdes en fonction de leur demi-grand axe montre clairement que certaines régions sont vides d'astéroïdes. Ces lacunes, découvertes en 1867 par D. Kirkwood qui leur a donné son nom, représentent des périodes orbitales interdites et non des distances héliocentriques interdites. En effet, les astéroïdes, proches des lacunes de Kirkwood, possèdent une orbite suffisamment allongée pour leur permettre de traverser ces lacunes fréquemment. Ainsi, la Figure ci-contre qui est un instantané des positions des astéroïdes le 17 Mai 2005, ne révèle pas de lacunes.

Les lacunes de Kirkwood correspondent à des périodes orbitales qui sont commensurables avec la période de révolution de Jupiter. Une telle commensurabilité a lieu quand la période de révolution d'un astéroïde est un multiple p/(p+q) de la période de révolution de Jupiter, où p et q sont des entiers de l'ordre de l'unité. Traditionnellement, ces commensurabilités s'appellent résonances de moyen mouvement et se notent (p+q):p. Ainsi, la résonance 3:1 concerne les astéroïdes qui effectuent trois révolutions pour une effectuée par Jupiter.

Une résonance

Illustration de la résonance 3:1 avec Jupiter

Crédit : ASM/Alain Doressoundiram et Gilles Bessou

Les résonances sont très importantes pour comprendre la dynamique des astéroïdes de la ceinture principale. En effet, les résonances sont des zones chaotiques du Système Solaire et on montre qu'elles gouvernent les mécanismes responsables du transfert des astéroïdes de la ceinture principale d'astéroïdes (CPA) vers les astéroïdes géocroiseurs. Ainsi, un astéroïde tombant dans une résonance (par le biais de collisions ou perturbations par un autre astéroïde proche de lui) est très (quelques millions d'années) vite éjecté de la CPA.

Les astéroïdes présentent une grande diversité de tailles, de formes et de couleurs. Nous avons vu que la taille des astéroïdes varie entre un millier de kilomètres pour le plus gros (Cérès) et quelques mètres de diamètre pour les plus petits.

Les masses actuellement connues pour les trois plus gros astéroïdes sont :

1 Cérès 1,18 10²¹ kg

2 Pallas 0,216 10²¹ kg

4 Vesta 0,275 10²¹ kg

Ce qui donne des densités de :

1 Cérès 2,12 (± 40%) g.cm^-3

2 Pallas 2,62 (± 35%) g.cm^-3

4 Vesta 3,16 (± 45%) g.cm^-3

La connaissance des densités des petits corps apporte quelques indications sur la composition interne, par comparaison avec les densités des météorites.

Les formes des astéroïdes peuvent être plus ou moins déterminées, comme la période de rotation, à partir de la courbe de lumière. Pour les astéroïdes suffisamment grands (D > 150 km), la forme d'équilibre gravitationnelle est la sphère. Par contre, la forme des astéroïdes plus petits, issus des collisions, est certainement irrégulière. Cependant, un certain nombre de fragments peuvent se réaccumuler, sous l'effet de l'autogravitation et former un aggloméré sphérique. C'est ce qu'on appelle un « tas de gravats » ou en anglais, « rubble pile ».

Un astéroïde vu d'un télescope

L'astéroïde 4979 Otawara (point circulaire blanc au milieu) observé avec un télescope de 60 cm. L'astéroïde apparaît circulaire et les étoiles autour comme des trainées car le télescope a suivi l'astéroïde.

Crédit : Alain Doressoundiram/Observatoire de Paris

Même avec les plus grands télescopes du monde, un astéroïde apparaîtra toujours comme un petit point brillant, car c'est un corps relativement petit et distant. Pour avoir une idée véritable de la surface d'un astéroïde et en avoir une image précise, il faut envoyer une sonde planétaire. Ces dernières années ont, par chance, permis à des missions spatiales de ramener des images spectaculaires de ces petits corps.

Ida et Dactyl

Le système double Ida-Dactyl observé lors du survol de la sonde GALILEO le 28 août 1993 constitua la première preuve directe de l'existence d'astéroïdes binaires.

Crédit : NASA/Galileo

Ida est la première image (avec Gaspra) d'un astéroïde. Elle a été prise par la sonde Galileo en route vers Jupiter. Ida a pour dimensions 56x24x21 kilomètres. On peut voir que la surface de Ida est couverte de cratères, témoignant du fait qu'aucun corps du Système Solaire (même aussi petit qu'un astéroïde) n'a été épargné par les collisions.

Mathilde

Image de 253 Mathilde prise par la sonde NEAR le 27 juin 1997 à une distance de 2400 km. La partie éclairée de l'astéroïde fait environ 59 par 47 km d'envergure, la lumière incidente du Soleil venant d'en haut à droite. La résolution est de 380 mètres. On peut distinguer au centre le plus gros cratère de 30 km de diamètre ainsi que les bords d'autres grands cratères.

Crédit : NASA/Galileo

Les images de Mathilde ont surpris en révélant des collisions intenses observées grâce aux cratères en surface. L'imageur de la sonde a trouvé au moins cinq cratères de plus de vingt kilomètres de diamètre sur le côté jour de l'astéroïde. On se demande comment Mathilde a pu rester intact après des collisions aussi violentes, et c'est pourquoi on pense que l'astéroïde a une structure en "rubble pile". La valeur de la densité autour de 1,3 semble conforter cette hypothèse.

433 Eros a une place particulière dans la population astéroïdale. Tout d'abord c'est un des plus gros géocroiseurs (33x13x13 km), d'autre part il a fait l'objet d'une mission dédiée de la NASA : la mission NEAR (Near Earth Asteroid Rendez-vous). En effet, la sonde NEAR a étudié Eros sous toutes ses coutures, passant une année en orbite autour de l'astéroïde, pour finalement y "atterrir" le 12 février 2001.

La sonde Hayabusa de l'agence spatiale japonaise (JAXA) a atteint l'astéroide Itokawa en 2005, autour duquel elle s'est mise en orbite proche (prenant des photographies à environ 10 km de d'altitude). La sonde est ensuite parvenue, de façon spectaculaire et pour la première fois, à "atterir" sur l'astéroïde le 19 novembre pour y prélever directement des échantillons ! Ayant ensuite redécollé, Hayabusa fait route vers la Terre pour y larguer sa récolte en 2010.

Les astéroïdes sont de petits rochers dont la composition consiste essentiellement en des silicates (pyroxène, olivine) et des métaux. La spectroscopie, appliquée à l'observation de ces corps, permet de décomposer la lumière qu'ils renvoient, et ainsi d'obtenir leur spectre, qui permet de caractériser la composition chimique des astéroïdes. Le pourcentage de lumière réfléchie, caractérisé par l'albédo, est un autre paramètre important qui permet d'affiner cette composition. Par exemple, savoir si on a affaire à un matériau brillant ou sombre est important. Albédo et spectres permettent de classer les astéroïdes en types taxonomiques (la taxonomie est la science qui a pour objet de décrire les corps afin de pouvoir les identifier, les nommer et les classer) :

• Type C : 75 % des astéroïdes connus. Très sombres. Composés de roches et carbone.
• Type S : 17 % des astéroïdes. Relativement brillants. Composés de fer et nickel métalliques mixés avec des silicates de fer et de magnésium
• Type M : le reste des astéroïdes, pour la plupart. Relativement brillants. Composés de fer et nickel, avec très peu de silicates

Il existe encore une douzaine d'autres types plus rares mais qui sont des variantes de ces 3 types principaux.

Le noyau des comètes est composé d'un mélange de glace et de poussière ; de faible densité (0,1 à 1), il est poreux et friable. On peut associer ce noyau à une "boule de neige sale" plutôt compacte, que l'on pourrait séparer facilement avec ses mains, tant le noyau est fragile. Un noyau cométaire peut avoir un diamètre de 1 à 20 km, une masse de 10⁸ à 10¹² tonnes et il tourne sur lui-même avec une période de rotation de 4 à 70 heures.

Les noyaux cométaires sont relativement petits et peu massifs comparés aux planètes. Par conséquent, leur gravité est faible. Si nous étions sur une comète, un simple saut nous éjecterait de sa surface et nous empêcherait de retomber sur celle-ci. Ce même effet explique pourquoi les comètes ne peuvent pas conserver d'atmosphère. Les noyaux cométaires sont tellement petits qu'ils sont difficilement observables depuis la Terre. Cependant, la mission spatiale ESA Giotto a permis d'observer de près le noyau de la comète de Halley en 1986.

Le noyau de la comète de Halley observé par la sonde GIOTTO.

Crédit : ESA

Quand les comètes s'approchent du Soleil, le rayonnement solaire qui les atteint est plus intense et permet de sublimer les glaces. Cet échappement gazeux entraîne avec lui des poussières. On observe :

• Une atmosphère -connue sous le nom de coma ou chevelure- en expansion (10 000 à 100 000 kilomètres).
• Une queue de poussières de couleur blanchâtre, visible au-delà de la chevelure (de 1 à 10 millions de kilomètres) dans une direction opposée à celle de la progression de la comète sur sa trajectoire et légèrement incurvée dans le plan de l'orbite à cause de la pression de radiation solaire.
• Une seconde queue de couleur bleutée est observée dans une direction alignée selon l'axe comète-Soleil, exactement comme une ombre. Elle s'étend sur de grande dimension (10 à 100 millions de km) et tire sa couleur de l'irradiation UV solaire qui transforme les molécules constitutives CO en ions CO⁺. C'est la queue ionique ou queue de plasma.
• Enfin, une troisième composante, peu connue, existe. Invisible aux instruments optiques, elle n'a pu être décelée que grâce à la radioastronomie. Elle correspond à la queue, ou nuage d'hydrogène qui s'étend sur de grandes distances (plusieurs millions de km).

Structure d'une comète

Les différents "visages" de la comète au cours de son orbite

Evolution de l'activité cométaire au cours de l'orbite

Crédit : ASM/Alain Doressoundiram et Gilles Bessou

Les poussières sont principalement constituées de silicates dont la composition ressemble à celle des olivines (Fe₂SiO₄, Mg₂SiO₄) ou des pyroxènes (FeSiO₃, MgSiO₃). Les glaces du noyau sont composées essentiellement d'eau avec quelques pourcents de glace de monoxyde de carbone (CO).

Des composés minoritaires moléculaires ont été observés dans les atmosphères cométaires : on citera par exemple CO, CO₂, CH₃OH, H₂CO, CH₄, NH₃, HCN, H₂S, CS, SO, SO₂, ainsi que des nitriles et des hydrocarbures. La photodissociation et l'ionisation de ces molécules à partir du rayonnement UV solaire permet de produire d'autres molécules, ions et atomes tels que CN, NH, NH₂, C₂, CH, OH, CO⁺, H₂O⁺, O, H.

Composition chimique des comètes. Sous l'effet du rayonnement solaire, les glaces du noyau se subliment (1ère série de molécules représentées, que l'on appelle les "molécules mères"). Les rayons UV solaires brisent ces molécules (on parle de photo-dissociation) pour donner naissance aux "molécules filles", celles que l'on détecte en faisant des observations (2ème série de molécules, à droite).

Crédit : ASM/Françoise Roques et Gilles Bessou

Nos connaissances actuelles sur l'origine des comètes indiquent que celles-ci proviennent de deux grands réservoirs différents : le Nuage de Oort et la ceinture de Kuiper.

Schéma du Système Solaire avec la ceinture de Kuiper et le Nuage de Oort.

Crédit : ASM/Françoise Roques et Gilles Bessou

Le rayon des comètes diminue à chaque passage près du Soleil d'environ 1 mètre, en moyenne. Au bout de 1000 passages, elles perdent pratiquement toute leur masse et s'éteignent définitivement. D'autres catastrophes peuvent détruire les comètes prématurément : la rencontre et chute avec une planète (Shoemaker-Levy 9) ou le Soleil (famille Kreutz), ou encore la désintégration à cause de la proximité du Soleil (Linear S4). Une vingtaine de comètes brisées ont été observées durant le siècle passé, ce type d'évènement étant peu fréquent mais pas rare.

La comète SL9

En 1993, la comète Shoemaker-Levy 9 (SL9) est découverte ; elle appartient à la famille de Jupiter. Des observations plus précises montrent alors que la comète s'est fragmentée en une vingtaine de morceaux. A son dernier passage au voisinage de Jupiter (juillet 1992), elle aurait atteint la limite de roche et les forces de marée de la planète ont été suffisamment fortes pour détruire sa cohésion et la briser en une vingtaine de morceaux. On calcule que cette comète entrera en collision avec Jupiter vers le 25 juillet 1994.

Pendant une semaine environ, les différents morceaux de SL9 tombent successivement sur Jupiter, entraînant des explosions d'intensités différentes. La fréquence de collisions d'une comète telle que SL9 sur Jupiter est de l'odre de une tous les 500 à 6000 ans selon différentes études. On peut donc aisément considérer la chute de la comète SL9 sur Jupiter comme l'IMPACT DU XX SIECLE ! Par ailleurs, la comète Brooks 2 en 1886 est passée à environ 70 000 km de la surface de Jupiter. Cette comète s'est brisée en 2 morceaux mais n'est pas tombée sur Jupiter comme la comète SL9.

Image de la comète Shoemaker-Levy 9 prise le 17 mai 1994 par la caméra du HST. La largeur de l'image correspond à environ un million de km soit 3 trois la distance Terre-Lune.

Crédit : H.A. Weaver, T. E. Smith (Space Telescope Science Institute) et NASA

Famille Kreutz

Le groupe de comètes dont le périhélie est inférieur à 0,01 UA appartient à la famille Kreutz. Ces comètes passent tellement près du Soleil au périhélie qu'elles peuvent tomber sur le Soleil dont le rayon est d'environ 0.0023 UA. On estime à environ 50 000 comètes appartenant à la famille de Kreutz.

Le diamètre de ces comètes (difficile à mesurer) semble être assez petit (environ quelques dizaines de mètres). La comète Ikeya-Seki est un exemple d'une comète brillante de cette famille. Cependant il est assez difficile d'observer ces comètes à cause de leur proximité du Soleil. Le satellite SOHO qui étudie le Soleil, a des instruments assez adaptés pour observer ces comètes.

Image de la comète C/1998 K10 avec le satellite SOHO juste avant de plonger dans le Soleil.

Crédit : NASA/SOHO

La comète Linear S4

La comète Linear S4 était une nouvelle comète provenant du nuage de Oort. A son dernier passage en juillet 2000, son périhélie était à environ 0,76 UA du Soleil. Cette comète d'environ 500 m de diamètre a eu une augmentation de son activé entre le 18 et le 23 juillet 2000, impliquant une fragmentation progressive de son noyau en une vingtaine de petits morceaux de 50 à 120 m de diamètre.

On pense que l'augmentation de l'activité cométaire juste avant le périhélie due à la proximité du Soleil et la rotation du noyau sont à l'origine de la destruction de la comète Linear S4. Cependant, les raisons exactes de cette désintégration sont encore mal comprises. Malgré tout, il apparaît clairement que les comètes peuvent être de nature très "friable".

Image de la comète Linear S4 prise le 5 août 2000 à partir du HST, environ 2 semaines après le début de la fragmentation de la comète. Cette image montre une multitude de petits fragments cométaires à la place d'un seul noyau.

Crédit : H.A. Weaver - NASA/HST