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Et ce n’est qu’une petite étoile. Imaginez-vous que la surface d’une étoile supergéante comme Bételgeuse peut atteindre l’orbite de Saturne : un rayon de 1.5 milliards de kilomètres ! De l’autre côté de l’échelle, une étoile naine tiendrait tout entière dans le volume de la Terre ! Pourtant dans le passé ces deux astres si différents sont nés de la même manière, dans un épais nuage de gaz et de poussières qui s'est progressivement condensé. La première avait toutefois déjà de l’embonpoint dès sa naissance. Nous verrons cela en détail un peu plus loin. L'astrophysique est un sujet très vaste si nous nous arrêtons sur chaque détail de l'évolution stellaire. Pour notre part nous nous focaliserons sur l'évolution des étoiles de type solaire, les mieux connues, sans nien sûr oublier les étoiles massives mais dont l'évolution est déjà beaucoup plus complexe et moins bien comprise ainsi que nous l'expliquerons dans les pages suivantes. Avant de décrire l'évolution des étoiles, nous devons introduire quelques notions clés : le corps noir et les relations qui en découlent qui seront traités dans un article séparé, la classe spectrale et le fameux diagramme HR. Une fois ces concepts définis et bien compris nous serons intellectuellement mieux armés pour explorer et comprendre le monde étrange des étoiles. La classification spectrale d'Harvard Les différents types d'étoiles dont les spectres furent classifiés au début du XXeme siècle par l'équipe d'Edward Pickering à Harvard représentent des étapes bien précises de l'évolution des étoiles ordinaires. Nous allons y revenir. Par clarté, les astronomes de l'Observatoire d'Harvard (HCO) ont proposé une classification basée sur la température effective qui permet de connaître la constitution et indirectement les caractéristiques générales d'une étoile ou d'un amas stellaire en connaissant uniquement sa classe spectrale : W, O, B, A, F, G, K, M, R, N, S. Une astuce mnémonique propre aux Américains permet de la mémoriser sans difficulté : "Whaow, Oh Be A Fine Girl, Kiss Me. Right Now, Sweetheart". Chacun en comprendra fort bien le sens !
Evidemment les Américains n'ont pas hésité à trouver d'autres astruces mnémoniques pour retenir cette classification, Owen Gingerich du CfA ayant même instauré un coucours à ce sujet. On retrouve donc aujourd'hui des astuces mnémoniques à connotation physique, politique ou même culinaire.... Normal que l'on s'amuse parfois; quand les astrophysiciens sont à deux atomes de l'explosion stellaire il faut bien lâcher la pression ! Ainsi une étoile de classe "B" telle Rigel dans la constellation d’Orion sera bleutée (B8 Ia) et présentera une température effective d’environ 12000 K. Sa forte température rendra les raies de l'hélium très intenses. Notre Soleil est une étoile jaune classée G2 V, son indice de couleur (B-V) vaut +0.63 et son spectre présente déjà quelques raies métalliques, à vrai dire tous les éléments naturels connus sur Terre, pour une température effective de 5770 K. En marge de la classification d'Harvard, le lecteur attentif remarquera qu'il existe des subdivisions dans les classes spectrales (B8, G2, etc). En effet, le type spectral provient d'une étude du spectre, c'est-à-dire qu'il s'agit d'une donnée mesurée et non pas calculée. Inversement, la température effective étant celle du corps noir, elle est issue de modèles physiques et donc calculée. Nous reviendrons sur cette question lorsque nous détaillerons la classification des spectres. A lire : Du corps noir aux étoiles
Pourquoi n'y a-t-il pas d'étoiles vertes ? Plus d'un observateur se sont étonnés qu'il n'y avait pas d'étoiles vertes dans le ciel... En réalité il existe des étoiles vertes, comme il existe des étoiles jaunes, rouges ou bleues. Nous savons que la couleur d'une étoile correspond à sa température effective. Si une étoile est un peu plus chaude que le Soleil, disons 7000 K, de classe F, elle présentera un pic d'énergie en lumière verte. Mais en réalité elle ne sera pas fort différente du Soleil. En effet, les étoiles émettent sur un large spectre (le Soleil émet autant de rayonnement IR que visible). Une étoile verte rayonne l'essentiel de son rayonnement au centre du spectre visible mais déborde aussi largement de part et d'autre. En pratique toutes les couleurs (longueurs d'ondes) sont donc mélangées donnant à l'étoile une coloration plutôt blanche. Ce greffe sur ce phénomène, l'effet de la luminosité qui va éclaircir sa tonalité. Vous ne verrez donc pas d'étoiles vertes en les regardant au télescope. La métallicité des étoiles Ainsi que nous l'avons brièvement évoqué à propos du Soleil, le concept de "métallicité" trouve son origine dans l'étude de l'évolution chimique de l'Univers et des étoiles. La cosmologie nous apprend que juste après le Big Bang, les seuls éléments qui furent produits en abondance durant la nucléosynthèse primordiale furent l'hydrogène et l'hélium, les deux éléments les plus légers (ainsi qu'un peu de tritium, béryllium et lithium). Il n'y en eut pas d'autres car la température de l'Univers était déjà trop froide pour former des nucléons ou des atomes plus lourds. Ce sont les étoiles qui fabriquèrent et continuent de fabriquer les éléments plus lourds que l'hydrogène et l'hélium au cours du processus de nucléosynthèse stellaire qui se déroule dans leur noyau et notamment au cours de l'explosion de certaines d'entre elles en supernova. Tous ces éléments sont appelés de manière générique les "éléments lourds" ou les "métaux", duquel on créa le concept de "métallicité".Physiquement parlant, la métallicité représente la proportion entre les éléments lourds (les métaux) et l'hydrogène, noté par le rapport [Fe/H] qui suit une progression logarithmique. Ainsi, un rapport [Fe/H] = -1 signifie que l'astre contient 10-1 soit 1/10eme de l'abondance des métaux contenus dans le Soleil. De façon similaire, une métallicité [Fe/H] = 2 signifie que cet astre contient 100 fois plus de métaux que le Soleil. Dans le cas du Soleil justement, [Fe/H] = 0.02, c'est-à-dire qu'il contient 2% de métaux. Dans certaines étoiles assez froides, les métaux sont dix ou cent fois plus abondants et contribuent notablement à l'assombrissement de leur photosphère. Ce niveau de métallicité affecte également l'activité du vent stellaire.
Quelques étoiles "centenaires" se démarquent par leur métallicité. Ainsi, la doyenne des étoiles, HE 1523-0901, âgée de 13.2 milliards d'années découverte en 2007 présente une métallicité [Fe/H] = -2.95, HE 0107-5240 qui est âgée de plus de 13 milliards d'années également présente une métallicité [Fe/H] = -5.4. Son atmosphère ne contient pour ainsi dire pas d'éléments lourds. Citons également HE 1327-2326 qui présente un rapport [Fe/H] = -5.45. L'Américaine Anna Frebel et l'Allemand Norbert Christlieb s'intéressent de près à ces étoiles car elles permettent de mieux comprendre l'évolution stellaire aux temps les plus reculés de l'univers, quelques centaines de milliers d'années seulement après le Big Bang. On y reviendra. Que nous apprend la métallicité ? Ainsi qu'on le comprend, la métallicité est une caractéristique essentielle de la population stellaire. Sachant que seules les étoiles ont fabriqué le fer et les autres métaux présents dans l'Univers, au terme de leur vie les étoiles vont rejeter une partie ou la totalité des éléments qu'elles ont fabriqués dans le milieu interstellaire. Ces éléments seront recyclés et incorporés dans une nouvelle génération d'étoiles. Ainsi, chaque génération d'étoile s'enrichit de métaux produits par les générations antérieures. En considérant qu'une galaxie est un système clos (rien ne s'en échappe), on peut en déduire a priori que les étoiles présentant une faible métallicité sont plus âgées que les étoiles riches en métaux. En suivant la même logique, nous pouvons qualifier les étoiles riches en carbone lorsque le rapport [C/Fe] > 1.0. D'autres rapports de ce type (C/O, 12C/13C, H/Fe, O/Fe, Ba/Fe, U/Th, etc) permettent de déterminer l'abondance de certaines éléments en particulier et d'en déduire le stade évolutif ou l'âge des étoiles concernées. La métallicité s'applique également aux galaxies puisqu'elles rassemblent des étoiles, où elle traduit également l'activité stellaire. En fonction de la région galactique étudiée, une galaxie peut présenter différentes métallicités d'où on peut déduire l'âge relatif des différents groupes ou associations d'étoiles. On peut également utiliser la métallicité d'une étoile pour identifier la Population à laquelle elle appartient (voir plus bas). Enfin, on peut utiliser la métallicité pour en déduire la probabilité d'existence d'exoplanètes. En effet, a priori plus une étoile devient métallique plus elle a de chance de disposer d'un cortège planétaire comme le montre ce graphique établit par l'astrophysicienne Margaret Hanson de l'Université de Cincionnati. Classes de luminosité, Population et Région La classification de Harvard caractérise la température effective et quelques particularités spectrales des étoiles. Une classification plus précise doit tenir compte de leur luminosité car ainsi que le découvrit H.Russell deux étoiles de même classe spectrale peuvent présenter une luminosité différent d'un facteur 4 ou supérieur. C'est dans ce but que fut créée la classification de Yerkes ou MK, acronyme basé sur les initiales des auteurs William W. Morgan, Philip C. Keenan et Edith Kellman, auteurs de l'atlas des spectres stellaires, une référence mondiale en cette matière. Cette classification tient compte de la forme et de la nature de certaines raies spectrales pour mesurer la force de gravité à la surface des étoiles. En effet, l'accélération de la pesanteur à la surface d'une étoile géante est beaucoup faible que sur une étoile naine (g = GM/R2 sachant que le rayon d'une étoile géante est beaucoup plus grand que celui d'une étoile naine). Etant donné l'influence de cette force de gravité, les pressions des gaz et les densités sont très faibles dans les étoiles géantes comparées à ce que subissent les étoiles naines. Ces différences se manifestent également dans la forme et l'intensité des raies spectrales. 90% des étoiles évoluant sur la Séquence principale, elles appartiennent à la classe de luminosité V, 1% de la population stellaire est constituée d'étoiles géantes des classes I ou II telle Bételgeuse, une supergéante rouge de type M2 Iab ou Rigel une supergéante bleue de type B8 Ia. Enfin il ne faut pas confondre les classes de luminosité stellaires avec les populations d'étoiles. Ces dernières caractérisent la distribution des étoiles indépendamment de leur classe spectrale et indirectement leur degré d'évolution comme indiqué dans le tableau suivant.
La Population I rassemble les étoiles brillantes, jeunes et bleues, riches en éléments lourds (plus lourds que l'hélium). Elles sont localisées dans les bras spiraux et dans le noyau des galaxies. Elles sont associées aux nuages de gaz et de poussières où se forment les étoiles. La Population I forme les amas compacts d'étoiles qui sont visibles dans le plan de la Voie Lactée. Les éléments lourds présents dans ces étoiles ont probablement été fabriqués lors de l'explosion des étoiles de Population II voire III. Le Soleil fait partie de la famille des étoiles de Population I. La Population II désigne les étoiles lumineuses plus froides, donc vieilles, rouges et oranges, pauvres en éléments lourds. Ces étoiles résident pour la plupart dans le halo qui entoure la Voie Lactée et les autres galaxies et en particulier dans les amas globulaires. Dans le halo, la métallicité moyenne [Fe/H] = -1.6 ce qui signifie que les astres qui le peuplent contiennent environ 30 fois moins de métaux que le Soleil. Ainsi que nous venons de l'expliquer, ce manque de métallicité s'explique par le fait que ces étoiles se sont formées à une époque très reculée, où ces éléments n'étaient pas très abondants (ou n'existaient pas encore pour les plus pauvres en métaux). La Population III rassemble les étoiles de la toute première génération. Mais nous n'en avons pas encore découvert une seule car étant très massives et donc instables, elles ont en théorie toutes explosées quelques centaines de milliers d'années après les débuts de l'Univers (voici 13 à 13.5 milliards d'années environ), offrant les premiers éléments lourds aux étoiles de 2eme et 3eme génération. A ne pas confondre avec les régions HI et HII du milieu interstellaire qui caractérisent l'état d'excitation de l'hydrogène (HI : milieu neutre mais détectable à 21 cm de longueur d'onde par exemple; HII : milieu ionisé par les étoiles proches où apparaissent les nébuleuses brillantes). Venons-en à présent au concept clé de l'évolution stellaire, le diagramme de Hertzsprung-Russell. Prochain chapitre
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