Propriétés générales des étoiles

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.
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Introduction 14
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Objectifs du chapitre 14
Définir les principales caractéristiques des étoiles
Donner un aperçu des conditions physiques dans les étoiles
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Yannick Dupont
V2.0, été 2001
Objectifs du Chapitre 14
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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 40o et de 36.4 jours à une latitude de 80o . 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
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d'éjection de coquilles de matière dans les dernières phases évolutives. Encore une
fois, notre Soleil, dont la masse est de 2 x 1033 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,
Teff 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 (oC) est:
La température effective de notre Soleil est 5780 K. Les étoiles les plus froides se
retrouvent à environ Teff = 2000 K, tandis que les plus chaudes sont à des
températures de l'ordre de Teff = 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 107 - 108 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 1033ergs/sec;
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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 elles-
mêmes, 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
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