etoile-origine

ETOILE FILANTE
"Illusion d'optique" produite par une étoile qui s'éteint.
Partie d'une étoile qui s'est détachée de sa base, qui tourne autour d'un axe à une vitesse plus grande, qui
fonce vers la terre et se désagrège dans l'atmosphère après une explosion de ses éléments constitutifs et
qui est lumineux grâce aux frottements.
Dans le diagramme de Hertzsprung-Russel l'étole filante est :
soit dans un de ses premiers stades d'évolution dans les constellations;
soit tombée de la position où elle s'était formée et, par suite de réactions nucléaires, serait dans sa phase
finale.
ETOILE POLAIRE
Pour encore 150 ans, le pôle céleste N est très près d'une étoile assez brillante et isolée dans le ciel, Ursac
Hinoris (Petite Ourse); il s'en trouve à moins de 1° et va s'en rapprocher jusqu'à 28°.
Elle est binaire spectroscopique et a un compagnon visuel de 9° graduer à 18".
La polaire est à quelque 300 années de lumière de nous. de magnitude 2.2, Umi est une variable
céphéide (période : 3.97 j; amplitude 0.2 m) de type F8, supergéante.
ETOILES JEUNES
Bleues car plus chaudes.
Elles se sont formées à partir du gaz que des étoiles de la 1ère générations ont dispersé dans l'espace
inter-sidéral lorsque, arrivées à l'épuisement de leur réserve de combustible nucléaire, elles se sont
effondrées sur elles-même et dans un rebondissement gigantesque ont soufflé à l'extérieur une partie de
leur atmosphère.
Elles constitutent le disque.
ETOILE HD 72127
L'étoile HD 72127 est située à proximité d'un des filaments de la nébuleuse du Voile qui, comme on le sait,
est le reste d'une explosion de supernova. HD 72127 est située à une distance qui ne dépasse pas 600
parsecs. Il s'agit en fait d'une étoile double, dont les composants, d'après l'estimation de distance
mentionnée ci-dessus, sont séparées d'environ 3000 unités astronomiques.
En 1974, Thackeray a étudié le spectre de HD 72127A et HD 72127B, les deux composantes de la paire.
La raie K du calcium interstellaire apparaissait dans ces spectres, avec une structure résolue par la suite en
cinq comosantes distinctes, décalées les unes par rapport aux autres par effet Doppler, suite à des
mouvements différents de diverses parties de la nébuleuse. De plus, la structure de la raie K observée
dans le spectre de HD 72127A différait de celle de la même raie dans le spectre de HD 72127B. Hobbs,
Wallerstein et Hu ont observé cette étoile en 1981 et ils ont constaté qu'ils ont constaté qu'il y avait alors six
composantes à la raie K du calcium, ce qi signifie qu'une partie du nuage animée d'u mouvement encore
différent passait entre nous et l'étoile.
Ces différentes études mettent en évidence l'inhomogénéité à courte échelle de distance de la matière
interstellaire, et montrent l'interêt d'une observation suivie des nébuleuses pour la meilleure compréhension
du milieu interstellaire.
ETOILE 51 PISCIUM
L'étoile 51 Piscium, de magnitude 5.7, devait subir le 3 janvier 1971 une occultation rasante par la lune.
Néanmoins, au moment de l'observation, l'étoile ne put être trouvée.
On sait depuis longtemps que 51 Psc est en fait un système double, dont les deux composantes (de
magnitude 5.7 et 9.7) sont distantes de 28"; depuis 1976, on pense que la primaire est en fait une triple très
serrée (de magnitudes 6.6, 6.9 et 8.8); donc que le système global est en fait quadruple.

D. Hoffleit, du Yale University Observatory, note qu'une étude des données antérieures relatives à cette
étoile ne montre aucune variation; de même les observations ultérieures à 1971 n'ont pas permis
d'observer de changement d'éclat.
Alors ? A l'examen de la courbe de luminosité obtenue en 1971, deux possibilités subsistent : ou 51 Psc
est une variable irrégulière ou c'est une variable à éclipses. Il est en effet possible, par exemple, qu'avec
une période voisine de cinq and, deux minima ne puissent être observés que s'ils sont séparés par une
dizaine de cycles, c'est-à-dire 50 ans !
LES PREMIERES PHASES DE LA FORMATION D'UNE ETOILE
Durant la dernière décennie, la recherche pour compendre la formation d'une étoile est devenue l'une des
plus actives parmi les recherches qui concernent la Voie Lactée. Il y a trente ans, beaucoup d'entre noous
qui travaillaient sur des problèmes concernat la Voie Lactée. Il y a trente ans, beuacoup d'entre nous qui
travaillaient dur des problèmes à la question de la formation des étoiles; il étai apparu que les processus
requis se produiraient probablement dans la matière interstaillaire où des nuages de gaz et de poussières
semblaient alors - et semblent toujours - sur lepoint de se contracter en proto-étoiles. En 1947, nous avons
tenu un mini-symposium sur le sujet, dont les résultats furent publiés dans "Harvard Observaty Monograph
n°7" (1948); il contenait des articles de L. Spitzer, F. Whipple et de moi-même. Mais il était difficile de faire
des progrès car nous étions limités à essayer nos petitsmorceaux de théorie soutenues seulement par des
observations optiques dans une région du spectre allant du violet au proche infrarouge.
Toutes ces choses ont changé durant les quinze dernières années. La radio-astronomie nous a permis
d'observer 50 variétés de molécules interstellaires. L'astronomie infrarouge a fait un bon en avant.
L'équipement pour le domaine de longueurs d'onde entre 1 et 10 microns, dans le proche infrarouge, est
maintenant tout à fait prêt pour découvrir et observer les étoiles jeunes enfoncées dans de denses nuages
opaques et les recherches à 2 microns se sont montrées particulièrement efficaces. dans l'infrarouge
lointain (100 à 1000 microns), les études du "Kuiper Airborne Obsevatory" ont révélé bien du nouveau, tant
à propos des plus jeunes étoiles qu'à propos des nuages de gaz et de poussières au bord de la contraction.
Il y a maintenant un pont ferme connectant des études dans l'infrarouge très lointant avec celles aux plus
courtes longueurs d'onde. Ces études, combinées avec des observations spectrographiques d'objets qui
étaient impossibles il y a 10 ans, nous ont donné une image complète et fascinante des conditions
physiques et des porcessus à l'oeuvre dans les nuages de gaz et de poussières. Nous suspectons ces
nuages d'herberger des proto-étoiles et dans plusieurs cas, nus avons trouvé quelques très jeunes étoiles.
Les astronomes observant dans les domaines optique, radio et infrarouge ont participé à ce rassemblement
de preuves observationnelles. Les astrophysiciens théoriciens présentent actuellement des modèles basés
sur les observations, pour des nuages de gaz et de poussières qui semblent être ou bien en état de
contraction ou bien à la veille d'un tel état. Nous connaissons des distances et des dimensions linéaires
pour beaucoup de ces nuages. Leur masse peut être estimée optiquement à partir de leur contenu en
pousière par radio, ces données peuvent être tirées des études du monoxyde de carbone, de l'ammoniac et
du formaldéhyde. A partir des observations radio, nous pouvons aussi déduire le contenu de chaque nuage
en molécules d'hydrogène (H2), cet élément étant le constituant principal.
Quelques ommentaires généraux viennent à l'esprit. Nous evons rappeler que dans pratiquement tous les
procédés de formation stellaire envisagés, la première étape est la concentration de matière en nuages
individuels d'atomes et de molécules (les espèces d'hydrogène sont en tête de liste). Beaucoup de ces
nuages contiennent en proportions faibles mais non insignifiantes des mélanges de poussières cosmiques.
Certians de ces éléments sont très complexes. Par exemple, nous verrons que de très grands nuages de
molécules peuvent avoir des masses équivalant à plusieurs centaines de milliers de masses solaires. Mais
nous observons aussi de très petits nuages : les globules, par exemple, qui ont des masses qui n'ex&dent
pas 20 masses solaires. Tout ce que ces nuages ont en commun est qu'ils devraient se contracter,
principalement sous l'effet de leur propre gravitation avec probablement une poussée due à des pressions
extérieures.
L'ETOILE
Dès sa naissance, une étoile perd une partie d'elle-même dans le milieu interstellaire qui la crée. La
proportion de masse éjectée est fort variable et dépend d'un grand nombre de caractéristiques stellaires,
principalement de la masse initiale, de la présence d'un compagnon, de l'âge ou du stade d'évolution, et de
la composition chimique.

Les solutions observationnelles et théoriques du problème général sont difficiles à trouver. Mais bien que
nous ne puissions comprendre tout à fait le processus impliqué, nous pouvons néanmoins reconnaître de
nombreuses et diverses formes de perte de masse. Habituellement, les étoiles de la séquence principaux
d'environ 10-13 masse solaire par an, par l'intermédiaire de leurs couronnes et de leurs "vents stellaires". A
mesure que l'étole vieillit et que l'hydrogène s'épuise dans son noyau, elle grimpe vers la branche des
géantes rouges du diagramme d'Hertzsprung-Russel. La combinaison de la haute luminosité et de la faible
gravité augmente le taux de perte de masse. L'existence d'un écoulement de gaz peut être déduite d'une
raie d'émission vue dans le spectre des géantes rouges telles que Betelgeuse tandis qu'alpha d'Hercule est
connue pour être entourée par un sombre nuage, qu'elle fabrique elle-même, à cause des raies
d'absorption superposées au spectre de son compagnon.
Les étoiles, on le sait, sont classées suivant leur type spectraux; ceux-ci sont en séquence décroissante de
température : 0, B, A, F, G, K, M. Les étoiles les plus chaudes émettent davantage dans le bleu, tandis que
les étoiles froides ont un maximum d'émission du côté du rouge; C'est pourquoi on n'a longtemps étudié les
étoiles chaudes que dans la région bleue du spectre. Néanmoins, récemment, l'intérêt s'est porté vers
l'étude des étoiles chaudes dans le rouge et l'infrarouge. Ainsi, D. Groote et J.P. Kaufmann, de l'Université
de Berlin, ont récemment observé que les étoiles Bp et Ap (étoiles des types B et A dont le spectre
présente diverses particularités) émettaient beuacoup plus dans l'infrarouge que leur température le laissait
prévoir. L'interprétation de ces observations n'est pas encore claire. Pour plusieurs de ces étoiles, on
constate un défaut de rayonnement ultraviolet, ce qui amène à penser qu'elles sont entourées d'une
enveloppe de gaz ou de poussière plus froide qui absorbe le rayonement ultraviolet et réemet dans
l'infrarouge. Une autre possibilité est que de la matière éjectée sous forme de vent stellaire soi capturée par
le champ magnétique que possède la plupart de ces étoiles et émettent ainsi du rayonnement infrarouge.