Introduction 14 Propriétés générales des étoiles Nous abordons maintenant l'étude des propriétés des étoiles, ainsi que de ce qui est communément appelé l'évolution stellaire, et qui est en fait une description de la façon dont les propriétés physiques des étoiles changent en fonction du temps. Les prochains chapitres sont donc consacrés à la description et à la caractérisation des étoiles. Nous verrons ensuite comment ces objets naissent, vivent et meurent. Une étoile est une boule de gaz incandescents retenus ensemble sous l'effet de la force de gravité. Sa luminosité intrinsèque, c'est-à-dire, la quantité d'énergie qu'elle émet chaque seconde sous forme de lumière, provient dans la majorité des cas d'un ensemble de réactions nucléaires qui ont lieu dans les régions internes de l'étoile. Continuer Page 1 sur 1
Objectifs du Chapitre 14 gfedc gfedc Définir les principales caractéristiques des étoiles Objectifs du chapitre 14 Donner un aperçu des conditions physiques dans les étoiles Cliquez pour imprimer Yannick Dupont V2.0, été 2001 Page 1 sur 1
Apparence Les étoiles sont généralement sphériques, la forme naturelle que prend un corps soumis à sa propre gravité. Cependant, elle peuvent être déformées par deux phénomènes: La rotation: tout comme certaines planètes gazeuses du système solaire, par exemple Jupiter et Saturne, une étoile peut être aplatie aux pôles parce qu'elle tourne sur elle-même. Les périodes de rotation observées varient de quelques heures à plusieurs dizaines d'années. Le Soleil, lui aussi, est en rotation et on observe que sa période est fonction de la latitude de l'endroit sur le Soleil où elle est mesurée. Elle est de 25.8 jours à l'équateur, de 28.0 jours à une latitude de 40 o et de 36.4 jours à une latitude de 80 o. On appelle cette variation de la période de rotation avec la latitude rotation différentielle. Video 14.1: La rotation du soleil Les effets de marée: lorsque deux étoiles sont en orbite très serrée l'une autour de l'autre, la force gravitationnelle d'une des étoiles déforme sa compagne et vice-versa. Cet effet est de même nature que celui observé dans le système Terre-Lune (voir Chapitre 9). Dimension La taille d'une étoile (exprimée en terme de son rayon) est généralement stable tout au long de sa vie, mais peut varier de façon substantielle lorsque l'étoile approche la fin de son existence. Ainsi le rayon de notre Soleil est approximativement le même depuis 5 milliards d'années, soit 696 000 km. Tel que nous l'avons vu précédemment, nous utilisons le rayon du Soleil (R ) comme étalon de mesure de la dimension des étoiles. Ainsi, les plus petites étoiles lumineuses, les naines blanches, sont de la taille de la Terre, donc environ 0.01 R. A l'opposé, le rayon des supergéantes rouges peut atteindre jusqu'à 1000 R, c'est-à-dire, environ le rayon de l'orbite de Jupiter! Masse La quantité de matière contenue dans une étoile, sa masse, est aussi relativement constante au cours de son évolution. La masse diminue lentement et inperceptiblement sous l'effet d'un vent stellaire, et parfois abruptement sous forme Page 1 sur 4
d'éjection de coquilles de matière dans les dernières phases évolutives. Encore une fois, notre Soleil, dont la masse est de 2 x 10 33 g, nous fournit un étalon commode pour exprimer les masses des autres étoiles. Il s'agit de la masse solaire (M ). Les observations et les modèles théoriques nous indiquent que la masse minimale d'une étoile est d'environ 0.08 M. Dans les objets de masse inférieure les réactions nucléaires ne peuvent démarrer au centre et l'on n'a donc pas affaire à une véritable étoile. A titre de comparaison, notons que Jupiter possède une masse de 0.001 M, soit 80 fois plus petite que la masse stellaire minimale. A l'autre bout du spectre, des considérations théoriques suggèrent que les étoiles les plus massives ont une masse d'environ 100 M, puisqu'une étoile plus massive serait très instable. Cette valeur limite est confirmée par les observations, qui suggèrent qu'il ne semble en effet pas exister d'étoiles plus massives que cette valeur. Température Les étoiles sont maintenues à l'état gazeux parce que leur température interne est très élevée. Mais ce gaz est aussi très opaque et il nous empêche donc de voir l'intérieur des étoiles. La seule mesure de température directe que l'on peut obtenir est celle de la surface. Nous appelons cette température la température effective, T eff de l'étoile. La température de surface, ou effective, des étoiles s'exprime en Kelvin (K) ou degrés absolus. La correspondance avec les degrés Celsius ( o C) est: La température effective de notre Soleil est 5780 K. Les étoiles les plus froides se retrouvent à environ T eff = 2000 K, tandis que les plus chaudes sont à des températures de l'ordre de T eff = 100,000 K. Les températures qui règnent à l'intérieur des étoiles sont beaucoup plus élevées, mais on ne peut pas les mesurer directement. C'est donc à l'aide de modèles théoriques que nous estimons la température centrale des étoiles. Elle s'élève à environ 10 7-10 8 K. Luminosité Les gaz qui constituent les étoiles sont chauds et donc incandescents, c'est-à-dire qu'ils émettent de la radiation. Une partie de cette-dernière se retrouve sous forme de lumière visible. On peut donc dire, de façon imagée, que ce sont les étoiles qui éclairent l'univers. Toute la lumière visible naturelle nous vient plus ou moins directement des étoiles. En fait, presque toute les formes d'énergie utilisées sur Terre proviennent du Soleil et, selon nos connaissances, la vie ne peut se développer que relativement près d'une étoile. Notre Soleil émet dans l'espace une quantité d'énergie évaluée à 4 x 10 33 ergs/sec; Page 2 sur 4
c'est ce nous appelons la luminosité solaire (L ). Ceci est équivalent à l'explosion d'environ 8,000 milliards "d'hiroshima" par seconde. Même s'il s'agit là d'une quantité d'énergie gigantesque, notre Soleil n'est en fait, à cet égard, qu'une étoile relativement quelconque parmi les autres. Certaines étoiles sont peu lumineuses, et n'émettent qu'environ 10-6 L ; elles ne seront donc détectées que si elles sont suffisamment proches de nous, à moins de quelques centaines d'années-lumière. D'autres, par contre, émettent jusqu'à 10 +6 L, et peuvent être observées dans des galaxies éloignées de centaines de millions d'années-lumière. Composition chimique La composition chimique de la vaste majorité des étoiles est relativement uniforme, en plus d'être particulièrement simple. L'élément le plus simple du point de vue chimique, l'hydrogène, constitue environ 70% de la masse d'une étoile, l'hélium (le second élément du tableau périodique) représente près de 28%, et tous les autres éléments, que nous regroupons sous le terme générique d'éléments lourds (quelquefois également appelés métaux par les astronomes), ne forment que 2% de cette masse. La composition chimique de la Terre, ainsi que celle des autres planètes terrestres, n'est donc pas représentative de la composition chimique globale de l'univers. Sources d'énergie Les réactions nucléaires de fusion, au cours desquelles des noyaux d'éléments légers fusionnent pour former des noyaux d'éléments plus complexes, constituent la principale source d'énergie des étoiles. Ces réactions se produisent dans les régions centrales, et ne sont donc pas observables directement. Dans une première étape, quatre noyaux d'hydrogène se combinent pour former un noyau d'hélium. Si les conditions sont favorables, les noyaux d'hélium se combineront subséquemment pour former un noyau de carbone et ainsi de suite pour les autres éléments jusqu'au fer. La vie est donc doublement redevable aux étoiles, puisque sans ces-dernières il n'y aurait ni carbone, ni azote, ni oxygène, etc..., et donc ni chimie ni biologie. Durant certaines phases évolutives, alors que les étoiles se contractent sur ellesmêmes, ces objets puisent une partie de l'énergie qu'elles émettent à même leur réservoir d'énergie gravitationnelle, qui est donc, brièvement, une source supplémentaire d'énergie. Évolution Tel que mentionné en introduction, l'évolution stellaire est l'étude de la façon dont les propriétés physiques des étoiles changent dans le temps. Ces changements, analogues au vieillissement humain, sont engendrés par des modifications importantes de la structure interne des étoiles. Comme nous ne pouvons pas voir Page 3 sur 4
directement l'intérieur d'une étoile, il faut s'en remettre à la théorie pour prédire et suivre ces changements. Nous pensons cependant connaître beaucoup mieux la structure interne des étoiles simples, comme le Soleil, que celle de la Terre. C'est tout simplement parce que les étoiles sont faites de gaz, dont il est facile de décrire les propriétés physiques, tandis que la Terre est en partie solide et en partie liquide. Nous savons que ce sont les différentes phases de combustion nucléaire qui régissent les diverses étapes de la vie d'une étoile. La durée totale de vie d'une étoile dépend principalement de la masse initiale de cette-dernière. Ainsi les étoiles très massives vivent tout juste quelques millions (10 6 ) d'années, tandis que les moins massives peuvent durer plusieurs milliards (10 9 ) d'années. Notre Soleil existe depuis environ 5 milliards d'années et devrait vivre encore pour une période équivalente. Yannick Dupont V2.0, été 2001 Page 4 sur 4