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Étoile
Une étoile est une énorme boule incandescente de gaz chaud maintenue par sa propre force gravitationnelle. L'univers comprend plus de 200 milliards de GALAXIES qui elles-mêmes renferment des milliards d'étoiles. Le SOLEIL, situé à 150 millions de kilomètres, est la seule étoile suffisamment proche de la Terre pour qu'on puisse en détailler directement la surface. L'Observatoire fédéral d'astrophysique, situé près de Victoria, fondé en 1918, a vu les débuts de la SPECTROSCOPIE stellaire au Canada. Les astronomes canadiens ont grandement contribué à la connaissance de la nature chimique et physique des étoiles.
La masse des étoiles peut varier de 0,1 x 1030 kg à 100 x 1030 kg. La masse du Soleil est de 2 x 1032 kg. La masse d'une étoile détermine sa structure de base, les plus massives étant les plus chaudes, les plus brillantes et les plus grosses. La plupart des étoiles, dont notre Soleil, font partie de la séquence principale, celle des étoiles naines. À l'intérieur de l'étoile, la conversion de l'hydrogène en hélium dégage de la chaleur, et la pression centrale élevée qui en résulte compense la gravité et s'oppose à la contraction. Il faut quatre noyaux d'hydrogène pour produire un noyau d'hélium. Au cours de cette réaction de fusion nucléaire, 0,7 p. 100 de la masse des noyaux d'hydrogène est transformée en énergie. Une petite quantité d'hélium est transformée en éléments lourds.
La quantité de masse stellaire étant limitée, le combustible nucléaire disponible finit par s'épuiser. Les étoiles massives dégagent de grandes quantités d'énergie et épuisent donc rapidement leur combustible nucléaire. Leur vie est de courte durée. Le contraire est vrai pour les étoiles de faible masse. Lorsque que le combustible tire à sa fin, la gravité ne peut plus être compensée, ce qui déclenche une série de changements spectaculaires. Le rayon de l'étoile augmente d'un facteur 10 à 100, selon sa masse, et la température à sa surface diminue. L'étoile devient une géante ou une supergéante. Les supergéantes les plus lumineuses sont environ 2 millions de fois plus brillantes que le Soleil.
À l'occasion, il se produit une explosion. C'est le cas de la supernova Shelton 1987A, découverte par Ian Shelton de l'U. de Toronto, la première de la fin du siècle à être observée près de notre galaxie. Après cette étape explosive, d'autres changements rapides dominés par la gravité interviennent : l'étoile s'effondre et devient une naine blanche, une étoile à neutrons (pulsar) ou un TROU NOIR.
Composition chimique
Il est possible d'analyser la composition chimique des étoiles et des nébuleuses gazeuses à l'aide des raies spectrales présentes dans la lumière qu'elles émettent. Dans la plupart des cas, l'hydrogène est l'élément prédominant (jusqu'à 99 p. 100 de la masse de l'étoile). À son origine, l'Univers était composé principalement d'hydrogène et d'hélium. Les étoiles produisent cependant des éléments lourds à partir de l'hydrogène et une partie de cette matière stellaire est envoyée dans l'espace interstellaire par l'intermédiaire des vents stellaires, des novae et des supernovae. Les générations d'étoiles qui se succèdent possèdent donc de plus en plus d'éléments lourds. Les premières étoiles possédaient aussi peu que 1 p. 100 des éléments lourds trouvés dans le Soleil.
Les étoiles se forment à partir des nuages de poussières et de gaz interstellaires qui s'assemblent sous l'effet de la gravité jusqu'à ce que les collisions entre les molécules produisent une pression suffisante pour ralentir la contraction. À cette étape, il n'y a pas encore de réactions nucléaires internes. La période de contraction de l'étoile n'est qu'une fraction minime de sa durée de vie totale. Par exemple, le temps de contraction de notre Soleil est de 100 000 ans, comparé à sa vie d'étoile sur la séquence principale qui est de 10 milliards d'années. Durant l'étape relativement courte de la contraction, l'étoile commence à briller. La contraction se termine et, dès le début des réactions nucléaires internes, l'étoile fait alors partie de la séquence principale.
La rotation d'une étoile est un vestige de la rotation des nuages qui lui ont donné naissance. Les grosses étoiles tournent rapidement, quelques-unes tournent presque à la limite de leur point de rupture, c'est-à-dire à la limite d'éjection de matière à l'équateur. Les petites étoiles tournent lentement parce que la matière éjectée est retenue par le champ magnétique de l'étoile. Ce « frein magnétique » réduit de moitié la rotation des étoiles de la séquence principale tous les milliards d'années.
Photosphère solaire
La photosphère est la couche de l'atmosphère solaire d'où la lumière quitte l'étoile. Les cellules de convection sont bien visibles dans la photosphère du Soleil. Les autres étoiles sont trop éloignées pour qu'on y distingue des marques de surface et la convection est détectée, dans ce cas, à partir de la forme de raies spectrales en utilisant la technique de D.F. Gray (U. de Western Ontario). K.O. Wright de l'Observatoire fédéral d'astrophysique (OFA) a mesuré la chromosphère de supergéantes en observant des étoiles binaires à éclipses. Dans l'atmosphère la plus externe (couronne), la température s'élève à plusieurs millions de degrés et il y a émission de rayonnement X. Au-delà de la couronne, une petite quantité de masse s'échappe. J.B. Hutchings (OFA) a quantifié le taux de perte de masse d'un grand nombre d'étoiles chaudes. La masse perdue par notre Soleil est responsable des aurores polaires sur la Terre (voir AURORE BORÉALE).
On détecte des taches froides et sombres sur les étoiles. Johannes Fabricius et Galilée ont détecté ces taches sombres sur le Soleil en 1611, dès qu'ils ont braqué les premiers télescopes dans cette direction. Le nombre et la grosseur des taches, de même que celui des explosions (éruptions) et des émissions accrues dans les couches supérieures de l'atmosphère, représente l' « activité ». De nombreuses étoiles, dont le Soleil, voient leur activité fluctuer suivant des cycles d'environ 10 à 20 ans. L'activité est produite par le champ magnétique de l'étoile, qui résulte lui-même de l'interaction entre la rotation de l'étoile et sa convection, un phénomène analogue à celui mis en jeu dans une dynamo.
Étoiles doubles ou multiples
Une étoile double est un système de deux étoiles qui suivent des orbites périodiques autour d'un centre de gravité commun. Des systèmes composés de trois étoiles ou plus sont appelés systèmes multiples ou binaires. La gravité détermine le mouvement orbital des étoiles. Les étoiles doubles dont les éléments peuvent être distingués séparément au télescope sont appelées binaires visuelles. La période orbitale de ces systèmes peut n'être que de deux jours, mais la moyenne est de plusieurs siècles.
Une binaire spectroscopique est un système dont les éléments sont trop proches pour que l'on puisse les distinguer l'un de l'autre et dont le plan orbital est incliné vers la Terre. Le mouvement orbital induit un changement périodique dans les mouvements apparents du système qui semble se rapprocher et s'éloigner de la Terre. Ce changement se traduit par un décalage Doppler périodique des raies spectrales. Les étoiles doubles spectroscopiques peuvent généralement parcourir leur orbite en quelques jours ou en quelques semaines, mais certaines le font en moins de 20 minutes et d'autres prennent jusqu'à 20 ans.
De nombreuses étoiles doubles spectroscopiques et quelques étoiles doubles visuelles ont des plans orbitaux que l'on observe par la tranche. À chaque orbite, à tour de rôle, chacune des deux étoiles passe devant sa compagne (elle l'éclipse). L'observation des variations périodiques de luminosité permet d'étudier les binaires à éclipse. La plupart des étoiles les plus lumineuses de la voûte céleste sont des étoiles doubles. Algol (Persée) est un système à éclipse dont la luminosité baisse au tiers de sa valeur normale toutes les 69 heures, un changement visible à l'oeil nu. Algol est un système triple. Son troisième élément a été détecté grâce à la spectroscopie. Albireo (Cygne) est une binaire visuelle qui possède une composante rouge et une bleue. On peut distinguer ces dernières à l'aide d'un petit télescope. Sa période orbitale est d'au moins 30 000 ans.
Étoiles variables
Au sens strict, une étoile variable est une étoile dont tous les paramètres semblent varier (p. ex. sa luminosité, sa vitesse et son spectre). En pratique, le terme est généralement employé pour définir une étoile dont les variations sont le fait d'une cause interne (généralement une pulsation), et exclut les causes externes comme les éclipses provoquées par une compagne éventuelle. On trouve environ 35 000 étoiles variables à l'intérieur des 88 constellations.
La masse, le rayon et la température de surface déterminent en premier lieu si oui ou non une étoile a des pulsations. Les étoiles dont la combinaison de ces trois paramètres approche une des nombreuses combinaisons critiques présentera un certain degré de pulsation. Les étoiles variables tendent ainsi à former des familles dont tous les membres ont des propriétés similaires. Les étoiles variables jouent un rôle important en astronomie. La période de pulsation, mesurée par le cycle de variation de l'éclat, est liée à la luminosité intrinsèque de l'étoile. Une fois cette relation calibrée, l'observation des changements de luminosité d'une étoile variable lointaine donne la luminosité intrinsèque de l'étoile. Quand cette information est comparée aux données décrivant sa magnitude apparente, nous pouvons calculer la distance qui nous sépare de l'étoile. L'observation des étoiles variables situées dans des galaxies lointaines nous permet donc d'établir une échelle de grandeur de l'Univers. De plus, la mesure de la période de pulsation est un moyen efficace de déterminer les conditions internes des étoiles variables et la technique permet donc d'effectuer des vérifications importantes sur les théories décrivant la constitution et l'évolution des étoiles.
J.D. FERNIE
Naines blanches
Une naine blanche typique possède 60 p. 100 de la masse du Soleil compressée dans une sphère dont le rayon est de quelques milliers de kilomètres. Elle a donc une masse typique pour une étoile mais son volume est comparable à celui de la Terre. Sa densité est donc énorme, approximativement un million de fois celle de l'eau. Les naines blanches étant à la fois petites et massives, leur force gravitationnelle est extrêmement élevée. Un objet placé sur leur surface pèserait 100 000 fois plus que sur Terre.
L'intérieur de la naine blanche est fait d'une masse solide bizarre, semblable à un métal très dense, constitué la plupart du temps et principalement d'atomes de carbone et d'oxygène. À l'intérieur de l'étoile, les électrons arrachés aux atomes par la densité très élevée de la matière produisent la pression nécessaire (« pression de dégénération ») pour soutenir les couches externes contre la très grande force d'attraction gravitationnelle vers le centre de l'étoile. La température interne est très élevée, typiquement autour de 10 millions de degrés Kelvin (K). La surface externe et visible de la naine blanche est une atmosphère mince, généralement composée d'hydrogène ou d'hélium presque pur qui semble flotter à la surface, au-dessus de la matière denses de l'intérieur. Quelques naines blanches ont un champ magnétique extraordinairement puissant, de 2 à 500 millions de fois plus fort que celui de la Terre.
Une naine blanche est un reste d'étoile, comme le Soleil, qui a épuisé son combustible nucléaire. L'étoile perd ainsi sa capacité de se soutenir contre la gravité et s'effondre. Si, au moment de son effondrement, l'étoile a une masse inférieure à 1,4 fois celle du Soleil, elle devient une naine blanche. Si sa masse est supérieure, la structure de la naine blanche n'est pas assez forte pour soutenir l'étoile et elle s'effondre davantage pour devenir une étoile à neutrons ou même un trou noir. Une fois formée, la structure de la naine blanche ne change pratiquement plus et l'étoile ne fait que se refroidir pendant plus de 10 milliards d'années jusqu'à ce qu'elle soit trop froide pour être visible. Le refroidissement de ses parties internes fournit de l'énergie. On peut voir cette énergie puisqu'elle est émise sous forme de lumière à partir de son atmosphère, dont la température diminue graduellement, sur une période de plusieurs milliards d'années, et qui passe de plus de 100 000 K à moins de 5 000 K. Les naines blanches les plus chaudes observées jusqu'à maintenant se sont formées il y a quelques millions d'années à peine. Les très froides existent depuis des milliards d'années. Puisque 80 à 90 p. 100 de toutes les étoiles deviennent des naines blanches, elles sont très communes dans l'espace. Environ 10 p. 100 de toutes les étoiles situées près du Soleil sont des naines blanches et au fil du temps, ce pourcentage augmente. Les naines blanches les plus proches sont les pâles compagnes des étoiles brillantes Sirius et Procyon.
Le Département de physique de l'U. de Montréal, sous la supervision de Gilles Fontaine, est actuellement le groupe le plus actif au monde pour l'étude de la structure et de l'évolution des naines blanches. Parmi les autres membres importants de cette équipe productive se trouvent François Wesemael, Pierre Bergeron, Pierre Brassard and Monique Tassoul. Ce groupe combine un travail d'observation énergétique et diversifié à un éventail de compétences remarquables en théorie et en mathématiques. Le travail du groupe a été grandement influencé par Georges Michaud, aussi à l'U. de Montréal, le spécialiste le plus important en matière de diffusion des atomes à l'intérieur des étoiles.
JOHN D. LANDSTREET
Amas stellaires
De nombreuses étoiles de notre galaxie ne sont pas isolées dans l'espace mais appartiennent à des groupes baptisés amas stellaires. Les étoiles d'un amas décrivent un orbite autour du centre du groupe, un peu comme une nuée d'insectes, et le groupe garde sa cohésion sous l'effet de la gravité exercée mutuellement par chacun de ses membres. On classe généralement les amas de la Voie lactée en deux groupes : les amas galactiques et les amas globulaires.
Étude des étoiles doubles
L'étude des étoiles doubles est la seule façon de mesurer les masses stellaires et elle permet d'obtenir des renseignements sur la taille des étoiles ainsi que sur la température régnant à leur surface. Les éléments de nombreuses étoiles binaires à éclipses et spectroscopiques sont si rapprochés que chacun d'eux est déformé en un ellipsoïde par le champ gravitationnel de l'autre. Cette distorsion peut engendrer des variations périodiques supplémentaires de sa luminosité. Les étoiles grossissent au cours de leur évolution. Pour une étoile double, un telle expansion peut provoquer un transfert de la matière de l'atmosphère d'une étoile à sa compagne. Cet échange de masse est un phénomène fréquent qui peut altérer l'évolution future des deux étoiles, donner lieu à des émissions de rayons X et d'ondes radio, être responsable des explosions des novae et a permis la détection de ce qui pourrait bien être des trous noirs. Le OFA de Victoria et le David Dunlap Observatory de l'U. de Toronto ont été, pendant de nombreuses années, au premier plan des recherches sur les étoiles doubles.
DOUGLAS P. HUBE
Amas galactiques
Les amas galactiques peuvent contenir seulement quelques douzaines d'étoiles ou en abriter des milliers. Ils se trouvent principalement dans le disque ou plan galactique de notre Voie lactée. On a identifié des centaines d'amas galactiques situées à moins de 3 000 parsecs du Soleil. Le gaz obscurcissant et la poussière répandue dans tout le plan galactique rendent les amas éloignés difficiles à trouver, mais il y en a certainement des milliers d'autres dans toute notre galaxie. Bien que la plupart des étoiles ne fassent pas partie d'amas, il est possible que la majorité des étoiles de notre Galaxie, ou même toutes, soient nées dans de tels groupes. Cependant, avec le temps, les amas s'éloignent graduellement de leur lieu de formation et se « dissolvent » lentement dans la population stellaire générale. Seuls les amas les plus populeux et les plus cohésifs ont eu des chances de résister au démantèlement au cours des 10 milliards d'années d'histoire du disque galactique. Les amas galactiques les plus jeunes sont encore observables à proximité du gaz et de la poussière à partir desquels ils se sont formés, ce qui en fait des éléments très utiles pour repérer la structure spirale typique des galaxies comme la nôtre.
Certains amas galactiques sont en formation tandis que d'autres sont vieux de plus de 5 milliards d'années. Un amas individuel contient des étoiles de masses différentes, mais les étoiles les plus massives émettent un flux plus important d'énergie et franchissent plus rapidement les différentes étapes de leur vie que les étoiles plus légères. Ainsi, tout amas nous donne un instantané d'une famille d'étoiles en évolution. Les étoiles y ont toutes le même âge, mais chacune, selon sa masse, en est à une étape différente de son évolution. L'observation d'un grand nombre d'amas différents permet aux astrophysiciens de tester leurs modèles théoriques de l'évolution stellaire et ainsi de se construire une idée générale de l'histoire de la vie des étoiles. Les amas galactiques peuvent aussi fournir des indices importants sur la nature et l'origine des étoiles particulières ou inusités comme les étoiles doubles, variables ou autres, assez courantes dans les amas.
Amas globulaires
Notre propre galaxie contient 150 amas globulaires éparpillés dans son halo, une région ténue et vaste entourant son disque et son noyau central. Les amas globulaires ont tendance à avoir des orbites orientées au hasard et de manière très excentrique par rapport au centre de la galaxie et leurs étoiles sont plus vieilles que n'importe quel autre objet connu de la galaxie. Selon les mesures actuelles, elles auraient environ 15 milliards d'années. Les amas globulaires fournissent ainsi une contrainte importante aux modèles cosmologiques en donnant un âge minimum à l'Univers.
Les amas globulaires typiques sont beaucoup plus massifs que les amas galactiques. Chacun peut contenir entre quelques milliers et plus d'un million d'étoiles. Les étoiles des amas globulaires ont une composition plus simple et primitive que les étoiles du noyau ou du disque galactique. Elles contiennent des quantités plus faibles d'atomes « lourds », c'est-à-dire des éléments plus complexes que l'hydrogène et l'hélium, formés par FUSION NUCLÉAIRE à l'intérieur des étoiles. Dans l'ensemble, de telles caractéristiques laissent croire que la formation des amas globulaires a eu lieu au moment où la Voie lactée n'était encore qu'à l'état de « protogalaxie », un large nuage de gaz primordial, peu après le Big Bang universel (voir COSMOLOGIE).
Les amas globulaires sont présents dans beaucoup d'autres galaxies. Ces amas se ressemblent beaucoup (p. ex. par leur âge, leur grosseur ou leur composition) même lorsque leur galaxie hôte diffèrent grandement l'une de l'autre, ce qui semble indiquer qu'il y aurait un lien qui unit l'histoire des galaxies en général. Il est à noter que les éléments lourds sont particulièrement plus abondants dans les amas globulaires des grandes galaxies que dans les amas de la Voie lactée et, dans certains cas, ils sont aussi abondants que dans le Soleil. Les études à venir des systèmes d'amas globulaires des galaxies aideront à éclairer l'époque reculée de la formation et des débuts d'une galaxie, tout comme les amas d'étoiles de notre Voie lactée nous ont renseignés sur son histoire à long terme.
Les astronomes canadiens ont largement contribué à la recherche sur les amas stellaires. Parmi les nombreuses personnes qui devraient être citées, on trouve H.B. Sawyer HOGG-PRIESTLEY et ses associés : C. Coutts Clement et A. Wehlau, pour leur recherches sur les étoiles RR Lyrae, un type d'étoile variable à pulsations qui se trouve généralement dans les amas globulaires; F.D.A. Hartwick, G.G. Fahlman, W.E. Harris, J.E. Hesser, H.B. Richer et P. Stetson pour l'analyse des diagrammes H-R; et D.A. Hanes, W.E. Harris, R. Racine et S. VAN DEN BERGH pour l'étude des amas dans les galaxies externes.
GRETCHEN L.H. HARRIS et WILLIAM E. HARRIS
Auteurs ayant contribué à cet article:
