Comprendre l'espace > Les Etoiles

Introduction

Les étoiles naissent de la contraction de vastes nuages de matière interstellaire (nébuleuses). Lorsque leur température devient suffisante, des réactions thermonucléaires s’amorcent dans leur régions centrales et leur permettent de rayonner. Leur évolution comporte une succession de périodes durant lesquelles elles se contractent sous l’effet de leur propre gravitation ; la matière qui les constitue subit ainsi un échauffement de plus en plus intense, qui autorise le déclenchement de réactions nucléaires entre éléments de plus en plus lourds. Pendant la majeure partie de leur vie elles tirent leur énergie de la transformation d’hydrogène en hélium. Lorsque leur combustible nucléaire s’épuise, elles connaissent une phase explosive puis meurent suivant un processus étroitement lié à leur masse. C’est grâce à l’enregistrement et à l’analyse de leurs spectres que l’on parvient à déterminer la composition chimique des étoiles, les conditions physiques (température et pression) régnant dans leurs atmosphères, leurs mouvements, etc.
Les anciens, ignorant la vraie nature et la situation des étoiles, supposaient qu’elles étaient fixées à la sphère céleste qui leur semblait environner la Terre et tourner tout d’une pièce autour d’elle. Les recherches télescopiques et spectroscopiques ont seules pu révéler que ces astres sont des soleils gisant dans l’espace à des distances considérables qu’ils sont rapetissées à l’état de simples points lumineux.

Nombre et distribution des étoiles

Sur toute l’étendue de la sphère céleste, les vues les plus perçantes distinguent, à l’œil nu, environ 7600 étoiles. Mais comme nous ne voyons, à chaque moment, qu’une moitié de cette sphère, et que l’absorption atmosphérique s’oppose à la visibilité des plus faibles astres au voisinage de l’horizon, c’est tout au plus 2500 étoiles qui peuvent être contemplées à la fois.

Catalogue d'étoiles

La position d’une étoile étant bien définie, dans le ciel, par ses deux coordonnées, on a pu former des recueils, dits catalogues, contenant les coordonnées d’étoiles bien observées, avec leurs grandeurs stellaires.

Eclat des étoiles

Les premiers observateurs ont tout d’abord classé les étoiles d’après leur éclat apparent, par ordre décroissant : 1ere grandeur, 2e… jusqu’à la 6e qui est celle des dernières étoiles visibles à l’œil nu. Par la suite, cette nomenclature s’est continuée, d’après le même rapport – une classe quelconque est 2,5 foif plus brillante que celle qui la suit – pour les astres seulement perceptibles dans les téléscope ou par le moyen de la photographie : la vision oculaire s’arrête à la 17e grandeur, tandis que la plaque sensible enregistre de plus faibles étoiles jusqu’à la 21e grandeur.

Distance des étoiles

Sur le terrain, on détermine la distance d’un objet inaccessible en prenant une base pour le triangle des visées ; l’évaluation des distances stellaires s’effectue en principe par le même procédé, et l’on choisit pour base la distance entre deux positions de la Terre sur orbite. Mais ces mesures sont extrêmement délicates, en raison de la petitesse des angles, et les résultats ne sont à peu près sûr que pour les étoiles les moins lointaines. La plus proche actuellement connue est une faible étoile de 10e grandeur dans le Centaure : sa distance est estimée à 34,6 trillions de kilomètres, soit 3,7 ans de trajet à la vitesse de la lumière. Alpha du Centaure, de 1ère grandeur est estimée à une distance de 41 trillions de kilomètres, soit 4,3 ans en vitesse lumière. Les estimations de la magnitude des étoiles observées dans notre ciel nous donnent une distance pour certaines d’entre elles de quelques centaines de milliers d’années lumière. Nous voyons donc actuellement dans le ciel des étoiles qui ont peut être disparu depuis plusieurs siècles.

Mouvements propres

Si les constellations paraissent invariables, les étoiles ne méritent pas leur nom de fixes ; elles ont des mouvements propres inappréciables à l’œil nu, qui peuvent les déplacer au plus de quelques secondes d’arc par an. Si l’on connaît le parallaxe de l’étoile, on peut en déduire la vitesse réelle ou sa projection sur le plan tangent à la sphère céleste ; on trouve que les vitesses à la seconde sont de l’ordre de 30 à 50 Km. Le mouvement des étoiles pourrait être apparent, dû au mouvement propre du Soleil et de son système ; mais celui-ci, étant voisin de 20km seulement, ne peut à lui seul être évoqué. Indépendamment des mesures effectuées directement, une application de l’analyse spectrale permet également, par le déplacement des raies du spectre, des évaluations précises sur la grandeur et le sens de ces mouvements ; cette détermination des vitesses radiales a été très féconde en résultats.

Etoiles multiples

Deux étoiles voisines sur la voûte céleste peuvent être à des distances très différentes, et sembler ainsi accolées par un pur effet de perspective. Mais il existe néanmoins un très grand nombre d’étoiles multiples, doubles surtout, qui sont réellement des astres associés l’un à l‘autre, car on les voit tourner lentement autour du centre de gravité du système ; généralement, l’un de ces astres est prépondérant. Voici quelques unes de ces périodes de révolution :
5,7 ans pour l’étoile double Delta Petit Cheval 26 ans pour l’étoile double 85 Pégase 35 ans pour l’étoile double Hercule 60 ans pour l’étoile double Epsilon Grande Ourse 182 ans pour l’étoile double Vierge
On connaît aussi un grand nombre d’étoiles paraissant simples et qui sont doubles en réalité ; trop rapprochées l’une de l’autre pour être vues séparément, leur qualité est décelée par la méthode des vitesses radiales indiquant les déplacements des corps lumineux, s’éloignant et se rapprochant suivant la direction du rayon visuel au cours de leur mouvement orbital. Ces couples ont généralement des périodes très courtes : Beta Céphée et Beta Grande Ourse ont une révolution de moins de 1 jour. Les étoiles multiples sont assez souvent des astres brillant d’une lumière colorée différente, et ces associations constituent un admirable spectacle.
Vous pouvez observer des exemples d’étoiles multiples :  Dans Pitch Black (étoile triple)  Sur Tatooine dans Star Wars

Constitution et dimension des étoiles

L’analyse spectrale indique que ces soleils lointains possèdent des constitutions différentes, en relation avec leur coloration. Dès 1867, Secchi proposa une première classification en quatre types principaux : étoiles blanches, jaunes, rougeâtres ou orangées, rouges, se rapportant aux caractères généraux de leurs spectres. Le perfectionnement et la puissance des moyens d’investigation ont conduit à une classification moderne plus compliquée, qui est en même temps un ordre décroissant de la température de ces astres. Dans les étoiles blanches, qui sont les plus chaudes, on distingue : les étoiles à Hélium (température 10 000° à 15 000 ° type Beta Orion), les étoiles à hydrogène (10 000° type Sirius), les étoiles à hydrogène, calcium, éléments métalliques (7.000 à 8.000° type alpha Petit Chien) ; les étoiles jaunes, dont fait partie notre Soleil, comportant plus d’éléments métalliques que d’hydrogène, et leur température est voisine de 6.000° ; les étoiles jaunes-orange, où dominent les éléments métalliques, l’hydrogène ayant presque disparu (4.000° type Aldébaran) ; enfin, les étoiles rougeâtres ou rouges, ont une température plus basse encore à 3.000° à peine, et certaines d’entre elles présentent le spectre du carbone. Les plus récentes recherches conduisent à admettre qu’en moyenne les masses de ces astres sont assez voisins de celle du Soleil, variant entre des limites qui vont de quatre fois à la moitié de cette masse. Par contre, les volumes paraissent extrêmement dissemblables. Certaines étoiles, Bételgeuse et Antarès, qui ont pu être mesurées par la méthode de Michelson, possèdent des diamètres plusieurs centaines de fois supérieurs à celui du Soleil, ces étoiles sont dites géantes, et assimilées à d’énormes sphères gazeuses, de très faible densité ; notre soleil, plus condensé, est classé dans la catégorie des étoiles naines, dont certaines sont plus petites que lui.

Variation d'étoiles

Certaines étoiles possèdent de très nettes et remarquables variation d’éclats, qui sont dues à des causes différentes. Pour les unes, comme Mira, on les attribue à de véritables (et assez irrégulières) fluctuation de leur émission lumineuse ; ces sortes d’étoiles ont des périodes de variation assez longues. D’autres, à courtes périodes, de quelques jours ou moins, doivent leur apparence à des mouvements d’astres inégaux en éclat ; de sont des étoiles doubles, indistinctes séparément, et leurs positions réciproques, l’une masquant l’autre alternativement, engendrent les variations de la lumière totale du couple. Enfin, les étoiles comme Algol sont éclipsées périodiquement par des astres obscurs tournant autour d’elles. Une autre catégorie est plus énigmatique ; des étoiles très faibles, ou même totalement invisibles, deviennent brusquement très brillantes pendant un temps limité : ce sont les étoiles temporaires, dites aussi novæ (ou nouvelles). La première observation de ce genre est due à Hipparque ; il aperçut dans la constellation du Scorpion une étoile qu’il n’y avait point encore vue, ce qui le conduisit à dénombrer les étoiles visibles, et à faire son catalogue. Parmi ces apparitions, la plus célèbre est celle de la Pélerine ou Etoile de Tycho-Brahé, parue en 1572 dans Cassiopée, et qui était visible en plein jour. Depuis deux mille ans on compte une trentaine de ces apparitions assez brillantes pour attirer l’œil ; mais en réalité elles sont plus nombreuses, et l’examen des clichés photographiques en révèle des cas assez fréquents. On a assimilé ces phénomènes a des cataclysmes : collisions, explosions lumineuses, etc., sans qu’aucune de ces hypothèses ait pu être vérifiée.

Etoiles filantes

L’apparition des étoiles filantes est due à la même cause que celle des bolides : ce sont des corps étrangers qui pénètrent dans notre atmosphère et s’y échauffent assez, par frottement, pour devenir lumineux. Les hauteurs moyennes d’apparition et de disparition sont de 120 à 90 km environ. S. Newcomb évalue à 146 milliards par an le nombre d’étoiles filantes visibles à l’œil nu (s’il fait nui en cet instant) et l’on pourrait en voir 250 fois plus au télescope. Périodiquement, se produisent aussi des pluies ou essaims d’étoiles filantes ; ce sont des amas cosmiques circulant autour du Soleil selon des orbites assez excentriques et dont les trajectoires rencontrent celle de la Terre. Les étoiles filantes paraissent en liaison étroite avec les comètes : il semble que par désagrégation, une comète puisse donner lieu à un essaim de particules, animées de vitesses peu différentes, qui se répandent lentement tout le long de l’orbite ; si cette orbite croise celle de la Terre, on s’explique ainsi le retour périodique de certaines chutes, ou pluies météoriques.