-
La couleur d'une étoile dépend de la température de sa surface.
Celle-ci peut varier entre 2 500 et 20 000 °C.
Notre soleil, qui est de couleur blanche, possède une température
de surface de 7 000 °C.
L'identification des étoiles se fait en utilisant un code de
lettre (O,B,A,F,G,K,M) qui en détermine le spectre, du bleu
(O, pour les plus chaudes) au rouge (M, pour les moins
chaudes). Le coeur des étoiles, quant à lui, peut atteindre
plusieurs millions de degrés Celsius.
Sur la photo ci-contre, de la région de la constellation d'Orion,
nous voyons que les étoiles ne sont pas toutes de la même couleur.
(La pose est de 5 minutes et les étoiles ont laissé une traînée
en raison de la rotation de la terre).
Parmi les étoiles que l'on peut observer, notons l'étoile
Antares dans la constellation du Scorpion. Elle est de couleur
rouge et visible l'été, en direction sud. Cette étoile est une
super géante et son diamètre est de plus de 450 fois celui du
Soleil. À l'autre extrémité, l'étoile Sirius, visible l'hiver dans
la constellation du Grand Chien, est d'une couleur blanche. Très
chaude et très brillante, elle possède deux fois la masse du
soleil.
Au début du siècle, deux astronomes, Hertzsprung et
Russel, montrèrent par un diagramme la luminosité des étoiles en
fonction de leur couleur. Aujourd'hui, ce diagramme porte le nom
de diagramme HR. Nous y constatons que la majorité des étoiles
sont situées sur la série principale. Ce diagramme nous renseigne
sur l'état d'une étoile par rapport aux autres et il est possible
d'en déterminer son âge, sa taille, son type spectral, etc.
-
Aujourd'hui, nous savons que les étoiles se forment par
groupes. Elles prennent naissance dans d'immenses nuages
constitués de gaz et de poussières, que l'on appelle «nébuleuses».
Pour que des étoiles se forment au sein des nébuleuses, elles
doivent d'abord se comprimer. Plusieurs phénomènes permettent aux
nuages d'être comprimés : ondes de choc provenant d'une
supernova, effet de marée provenant de la galaxie, passage d'un
amas d'étoiles, etc. Au moment où le nuage devient suffisamment
concentré, la gravité fait le reste. Elle engendre l'effondrement
du nuage, ce qui compresse de plus en plus les molécules, et le
nuage commence à se réchauffer. Si la masse est suffisamment
importante, la nébuleuse se comprime encore plus et les réactions
nucléaires entrent en jeu. Nous avons alors une proto-étoile.
Celle-ci commence alors à émettre lumière et chaleur.
Paradoxalement, les étoiles de faible masse brûleront leur
hydrogène moins rapidement et auront une durée de vie de plusieurs
milliards d'années, alors que les plus massives auront une vie de
quelques millions d'années seulement.
Le télescope spatial Hubble a pu mettre en évidence, au coeur
de la grande nébuleuse d'Orion M42, des étoiles en formation qui
commencent tout juste à briller. D'autres nébuleuses commencent
aussi à révéler leurs secrets, comme la nébuleuse de l'Aigle M16
et la nébuleuse de la Lagune M8. Ces nébuleuses sont facilement
visibles à l'aide de jumelles.
 |
| Quelques nébuleuses du ciel
En haut à gauche: Orion (M42)
À droite: La Lagune (M8)
Ci-contre: L'Aigle (M16)
|
Un autre groupe d'étoiles bien connues dans la constellation du
Taureau et visibles l'hiver à l'oeil nu : les Pléïades
(M45. Sur une photographie à longue exposition, nous voyons
encore les restes de la nébuleuse originale ayant formé les
étoiles du groupe. Les Pléïades sont de jeunes étoiles formées il
y a quelques millions d'années. Avec le temps, le groupe se
dispersera dans notre galaxie, la Voie Lactée.
-
La mort des étoiles
Parmi les scénarios possibles de la mort d'une étoile, il y
a : les naines blanches, les novae et les
supernovae. La mort d'une étoile est intimement liée à sa
masse. Cette masse détermine deux facteurs très importants dans la
vie d'une étoile : la gravité et les réactions nucléaires. Ces
deux entités sont en continuel combat, mais entretiennent aussi un
équilibre dynamique jusqu'à la toute fin, où une mort
spectaculaire attend l'étoile.
-
Le flash de l'hélium et les naines blanches
La majorité des étoiles finissent leur vie en naine blanche,
mais avant cela, les étoiles de faible masse, dont notre Soleil,
passent à travers une étape qui se nomme le flash de
l'hélium. L'étoile, qui a épuisé ses ressources d'hydrogène,
est maintenant constituée d'hélium, et son coeur a une température
de plusieurs dizaines de millions de degrés. Le flash de l'hélium
se produit quand il y a fusion rapide de l'hélium. Ce phénomène
peut se répéter à plusieurs reprises et, chaque fois, l'étoile
perd une quantité appréciable de matière. Durant cette étape, elle
peut devenir très brillante.
Lorsque que l'hélium est consommé, le reste du noyau de l'étoile
se contracte et se réchauffe encore. Les dernières couches
éloignées sont définitivement repoussées par rayonnement, dans le
vide interstellaire. Nous assistons alors à la formation d'une
nébuleuse planétaire et nous pouvons, à l'aide de télescopes
d'amateurs, l'observer. L'exemple le plus frappant est sans doute
la nébuleuse M57 (ci-contre). L'étoile possède au centre
environ la même masse que le soleil, concentrée dans un volume de
la dimension de la terre ! Un seul centimètre cube a une
masse de milliers de kg !
Un autre exemple est la nébuleuse M27 (à droite), bien
visible par un petit télescope d'amateur. Les naines
blanches ont une température de l'ordre de 4 000 à
80 000 degrés Celcius. Avec le temps, elles perdent leur
énergie et finissent par devenir invisibles. Nous les appelons
alors naines noires.
-
Le phénomène des novae se produit généralement dans un système
double très rapproché dont l'une des étoiles est une naine blanche
et l'autre une géante rouge. Le passage successif de la naine
blanche près de la géante rouge détache de la matière, petit à
petit. Cette matière, essentiellement de l'hydrogène, tombe
vers la naine blanche. Dès qu'il y a suffisamment de matière
autour de la naine blanche, il y a une immense explosion : la
nova est donc formée. La luminosité de l'étoile peut alors
augmenter de 100 000 fois.
-
Les supernovae, quant à elles, sont des étoiles très massives
dont le coeur a littéralement explosé, les réactions nucléaires ne
pouvant plus entretenir l'immense pression gravitationnelle.
L'étoile s'effondre alors sur elle-même, finissant par provoquer
une violente explosion. Elle devient très brillante et, souvent,
plus que sa propre galaxie pour une période de quelques
semaines à quelques mois.
En l'an 1054, les Chinois ont observé une supernova qui était
visible même en plein jour. Aujourd'hui, le reste de cette étoile
est connu comme étant la nébuleuse du Crabe (M1), visible
dans la constellation du Taureau (Ci-contre). Les
supernovae forment des nébuleuses sans contour défini et souvent
déchiquetées. Un autre exemple est la nébuleuse du Voile
(NGC 6992) qui se serait formée il y a quelques
dizaines de milliers d'années. Tout comme les novae, les
supernovae peuvent se former dans les systèmes binaires. Si la
masse de la naine blanche se situe entre 1.2 et 1.5 fois la masse
solaire, celle-ci formera une supernova.
-
Les étoiles à neutrons et les pulsars
Si le reste d'une supernova possède une masse se situant entre
1.5 et 3 fois la masse solaire, elle peut alors former une
étoile à neutrons. Comparativement aux naines blanches, les
étoiles à neutrons sont beaucoup plus petites, soit environ entre
5 et 25 km. Une étoile à neutrons récente émet généralement
de l'énergie dans le visible et dans le domaine des ondes radio,
mais sa puissance diminue avec le temps et peut devenir de plus en
plus difficile à observer. Ces étoiles émettent souvent leur
énergie sous forme d'impulsions, d'où le nom de pulsar.
Ce qui caractérise les pulsars, c'est leur rotation rapide. Ils
peuvent tourner sur eux-mêmes des centaines de fois par seconde.
On a observé le premier pulsar à la fin des années soixante.
Aujourd'hui, un des pulsars les plus faciles à observer est celui
situé dans la nébuleuse du Crabe.
-
Dans le cas extrême, si le reste de l'étoile est encore plus
massif (plus de 4 fois la masse solaire), nous avons
affaire à l'un des plus grands phénomènes d'astrophysique que
l'homme n'ait imaginé (et, à vrai dire,
démontré !) : le trou noir.
Les trous noirs ont la particularité de ne pas émettre de lumière,
du moins en principe. Les équations mathématiques d'Einstein ont
démontré que, si un corps est suffisamment massif et comprimé, la
gravité devient telle que même la lumière ne peut s'en échapper.
Les lois physiques qui régissent un trou noir ne sont pas les
mêmes que celles que nous utilisons habituellement. Les effets
relativistes se font sentir dès que nous sommes trop près du trou
noir. Par exemple, la théorie nous indique qu'un trou noir peut
s'effondrer sur lui-même à l'infini.
En astrophysique, nous définissons deux termes pour
l'étude des trous noirs : la limite de Roche et la surface de
Schwarzschild.
La région première du trou noir est connue comme étant la
limite de Roche. Elle représente l'endroit où la force
gravitationnelle devient moins forte que la force de marée. À
cette limite, un vaisseau spatial serait déchiqueté en mille
morceaux. Notons que la limite de Roche est aussi valide pour les
planètes : si un corps se rapproche de très près d'une
planète, il peut se briser en mille morceaux, comme la célèbre
comète Shomaker-Levy qui, en 1994, est tombée sur Jupiter.
Plus près du trou noir, il y a la limite, ou la surface de
Schwarzschild. Cette surface représente la limite où la vitesse de
libération est égale à la vitesse de la lumière. À l'intérieur de
cette limite, plus rien ne sort. Même pas la lumière. Tout objet
s'y aventurant est entraîné dans la région de la singularité,
c'est-à-dire là où il y a une densité infinie contenue dans une
région infiniment petite !
Les observations de trou noir se font de manière indirecte,
certaines étoiles ayant des comportements étranges comme si un
corps invisible et plus massif perturbait leur trajectoire. Une
des étoiles les plus connues est Cygnus X-1, dans la constellation
du Cygne. Nous savons aujourd'hui qu'elle possède un compagnon
obscur pouvant être un trou noir. Une autre façon de détecter des
trous noirs consiste à observer le centre de certaines Galaxies
qui contiennent de nombreuses veilles étoiles. Les chances de
trouver un candidat sont beaucoup plus élevées. Si une étoile se
rapproche trop près d'un trou noir, elle perd de la matière. Cette
matière forme alors un disque d'accrétion qui à la particularité
d'émettre une importante quantité d'énergie sous forme de rayons
X, et également sous forme d'ondes radio. On peut observer les
trous noirs avec des radiotélescopes commes ceux situés à
Penticton, en Colombie-Britannique.
En
regardant le ciel, un observateur attentif remarquera que les
étoiles sont de couleurs différentes. Certaines sont bleues,
d'autres rouges. Leur diamètre et leur masse sont aussi très
variables. Les étoiles sont d'immenses réservoirs d'hydrogène d'une
masse pouvant varier de 1x1025 kg à
1x1036 kg. Notre soleil est une étoile moyenne de
2x1030 kg. Chaque étoile fusionne son hydrogène à
une vitesse qui est proportionnelle à sa masse. Cet hydrogène est
constamment transformé en hélium. Ainsi, pour le Soleil, c'est plus
de 600 millions de tonnes qui sont converties chaque seconde.
Simultanément, 4 millions de tonnes sont utilisées pour produire de
l'énergie. De cette quantité, une très faible partie sert à
réchauffer notre bonne vieille terre. La conversion d'hydrogène en
hélium persistera encore pendant 5 milliards d'années.