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Une façon de vivre propre aux étoiles
Etoiles géantes et étoiles naines (I) Tout le monde a déjà entendu parlé d’étoiles géantes ou d’étoiles naines. On les imagine aussi volumineuses que des ballons de baudruche ou réduites à la taille d’une bille. Mais en cette matière les dimensions de ces astres sont réellement astronomiques et dépassent l’entendement. Dans l’univers tout est démesuré, à l’échelle du cosmos. Même le Soleil qui nous paraît si petit à l’oeil nu mesure tout de même près de 1.4 millions de kilomètres de diamètre. Imaginez que le système Terre-Lune tout entier, soit environ 800000 km de diamètre, tiendrait aisément dans son enceinte ! 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'étoile verte en les regardant au télescope. Les classes de luminosité 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 ([Fe/H] = 0.01 à 0.03 soit de 1 à 3%) à l'instar du Soleil (2%). 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 ou "métaux" présents dans ces étoiles ont probalement été constitués lors de l'explosion des étoiles de Population II et III. La Population II désigne les étoiles lumineuses plus froides, donc vieilles, rouges et oranges, pauvres en éléments lourds (dans les étoiles très âgées le rapport [Fe/H] > -5 soit 10000 fois plus faible). Ces étoiles résident pour la plupart dans le halo qui entoure la Voie Lactée et les autres galaxies. La plupart sont regroupées dans les amas globulaires. Leur manque de métallicité s'explique par le fait qu'elles se sont formées à une époque très reculée, où ces éléments n'étaient pas très abondants ou n'existaient pas encore. 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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