étoile (suite)

Types spectraux des étoiles

L’identité de la constitution chimique des étoiles et la diversité des spectres observés permettent de déterminer certaines caractéristiques des étoiles (températures superficielles et densités en particulier). Les spectres connus ont permis d’établir une classification des étoiles en types spectraux continus, correspondant en gros à des températures superficielles (photosphériques) allant de 35 000 à 2 500 K environ. Les types spectraux actuellement admis sont désignés par les lettres O, B, A, F, G, K et M, chaque catégorie étant elle-même subdivisée en dix catégories allant de 0 à 9. Ainsi, Bételgeuse est du type M 0 (étoile rouge), Rigel du type B 8 (étoile blanche), Aldébaran du type K 5, le Soleil du type G 5 (ces deux dernières étoiles étant des étoiles jaunes). Il faut y ajouter trois types (très peu fréquents) existant dans les étoiles les moins chaudes et catalogués R, N et S, et un type W avant même le type O.

Distances des étoiles d’après la connaissance de leurs spectres

En se référant à toute une série de critères, on peut discerner à la fois le type spectral et la classe de luminosité d’une étoile. Le diagramme de Morgan donne alors la magnitude absolue de l’étoile (à une demi-unité près), d’où l’on déduit la distance (à 10 p. 100 en moyenne). On dit, en astronomie, que l’on a déterminé la parallaxe spectroscopique de ces étoiles.

Étoiles naines et étoiles géantes

En classant les étoiles de distance connue à la fois par type spectral et par magnitude absolue, Ejnar Hertzsprung (1873-1967) et Henry Norris Russell (1877-1857) ont mis en évidence un classement bidimensionnel des étoiles, désigné sous le nom de diagramme de Hertzsprung-Russell (H R), qui date de 1905-1914 et qui permet de ranger les étoiles suivant différentes classes de luminosité :
— les étoiles dites « de la série principale », dont les moins brillantes sont désignées sous le nom de naines (abréviation adoptée d, première lettre du mot anglais dwarf) ;
— les étoiles géantes (g), à partir du type spectral F 0 ;
— les étoiles supergéantes (c), dont les magnitudes absolues sont comprises entre – 5 et – 7, et qui sont des supergéantes non seulement par leur luminosité intrinsèque, mais également par leurs dimensions, auxquelles correspondent des valeurs extrêmement faibles de la densité moyenne (jusqu’à 60 millions de fois moindre que la densité moyenne du Soleil, qui est de 1,41). Par la suite, ce graphique a été perfectionné. De nouvelles classes d’étoiles ont été découvertes, en particulier les naines blanches, dont la densité moyenne par rapport à l’eau peut être extrêmement élevée (jusqu’à 100 000 et même plus). Dans de tels astres, la matière est dite dégénérée : noyaux et électrons des atomes sont entassés pêle-mêle, et 1 dm³ de matière arrive à y avoir une masse de 100 t. En outre, les traits du diagramme se sont affinés au fur et à mesure que se précisaient les valeurs des magnitudes absolues. Dans le diagramme de Morgan, qui perfectionne celui de Hertzsprung-Russell, chaque trait doit être considéré comme ayant au maximum une demi-magnitude d’épaisseur. Ces résultats ne s’entendent guère au-delà du type spectral M 0.

Masse des étoiles

Il existe dans l’espace un grand nombre d’étoiles multiples et spécialement d’étoiles doubles qui gravitent les unes et les autres autour de leur centre de masse commun. En admettant que ce mouvement s’effectue suivant la loi de Kepler et que la constante de la gravitation est bien une constante universelle, on arrive, en étudiant le mouvement de chaque composante, à déterminer :
— la somme ℳ + ℳ ′ des masses des deux étoiles E et E′ ;
— le rapport de ces masses.
On en déduit les deux masses individuelles ℳ et ℳ ′. Cette étude, très délicate, peut être effectuée par des mesures optiques simples, des mesures spectrographiques ou des mesures photométriques.

Le résultat très important auquel on est arrivé est la quasi-identité des masses stellaires. Celles-ci ne varient que de 1 à 20 par rapport à la masse du Soleil, alors que les luminosités peuvent varier de 1 à 10⁸ d’une étoile à une autre. Il revient au même de dire que les étoiles, qui se sont formées par condensation de matière interstellaire, ne peuvent pas dépasser une masse critique voisine de celle du Soleil. Au-delà de cette masse, elles deviendraient instables.

Étoiles d’éclats variables

Céphéides. Un certain nombre d’étoiles ont des éclats variables, les unes de façon régulière, les autres de façon irrégulière. De beaucoup les plus intéressantes, les premières ont pour type l’étoile δ Cephei (d’où leur nom de céphéides) et présentent en astronomie un exceptionnel intérêt depuis que l’on a découvert que la période de leur variation d’éclat était fonction de leur magnitude absolue. L’observation (facile) de cette période aboutit à la détermination de leur distance, et cela quelle que soit cette distance.

Novae. Supernovae. Certaines étoiles présentent parfois une élévation brusque et considérable de luminosité, se traduisant par un gain de magnitude de 12 et même, en certains cas, de 22 unités. Bien que cette appellation ait été reconnue par la suite entièrement inexacte, car il ne s’agit pas d’étoiles nouvelles, comme on l’a cru au début, on dit que l’on a affaire soit à une nova, soit à une supernova. Le phénomène « nova » peut intéresser plusieurs fois la même étoile (nova récurrente). Comme le type spectral de l’étoile est très peu modifié, il s’agit essentiellement d’un accroissement de rayon et, de toute façon, d’un phénomène de surface correspondant à un débit d’énergie qui reste faible par rapport aux réserves d’énergie interne existant à l’intérieur de l’étoile. L’accroissement de luminosité se fait en général en quelques jours, mais il faut souvent une dizaine d’années pour que l’étoile retrouve sa luminosité initiale.

Une supernova voit sa luminosité augmenter d’une vingtaine d’unités, ce qui correspond à un facteur d’accroissement de l’ordre de 100 millions (valeur de l’énergie libérée de l’ordre de 10⁴⁹ ergs, qui correspond à la totalité de l’énergie potentielle interne de l’étoile). La fréquence moyenne des supernovae a été évaluée à une par galaxie tous les quatre siècles environ. Dans la Galaxie figurent la supernova de Tycho Brahe (1572) et celle de Kepler (1604). Une nébulosité visible dans la constellation du Taureau et qui est en expansion lente mais continue (Nébuleuse du Crabe) est considérée comme le résidu d’une supernova citée au xi^e s. dans de vieilles chroniques chinoises. D’après certaines théories (non universellement admises), les étoiles dites « naines blanches », où la matière, à l’état dégénéré, atteint des densités considérables, pourraient être considérées comme des résidus de supernovae.