étoile (suite)

Températures superficielles des étoiles

Les températures superficielles, dites « photosphériques », des étoiles ne peuvent être déduites que de leur rayonnement global. On admet, en ce cas, que les étoiles rayonnent à la façon des corps noirs. Par application de ces théories, on a obtenu des températures superficielles (photosphériques) allant de 35 000 à 2 500 K lorsqu’on passe du type W au type M 9. Mais, à l’intérieur d’un même type spectral, les résultats varient suivant qu’il s’agit d’étoiles géantes ou d’étoiles naines. Pour les étoiles de type spectral G 0, les températures sont de 6 000 K pour les naines et de 5 200 K pour les géantes.

Dimensions des étoiles

Elles ne sont directement mesurables que pour un nombre très faible d’étoiles très brillantes, par un procédé interférométrique d’emploi extrêmement délicat. Pour les autres étoiles, le diamètre angulaire peut se déduire de la connaissance de la température photosphérique et de la valeur de la magnitude radiométrique directement mesurée. Chaque fois qu’il s’agit d’étoiles de distance connue, on peut en déduire le diamètre métrique. On a ainsi obtenu, en prenant comme unité le diamètre du Soleil, un rapport de 400 pour l’étoile supergéante Bételgeuse et un rapport de 30 pour l’étoile géante Arcturus. Le rapport des volumes est, pour ces deux cas, de 10⁸ et de 27.10³.

Intérieur des étoiles

La physique interne des étoiles a été étudiée en posant les équations d’équilibre d’une masse énorme de gaz surtout composée d’hydrogène et d’hélium reposant sur elle-même. Pour que l’ensemble soit en équilibre, il faut que la température interne soit extrêmement élevée, de telle sorte que l’agitation thermique des particules gazeuses, créée par la pression du gaz, équilibre la pression de gravitation. Un troisième élément s’introduit dans les équations d’équilibre : c’est la pression de radiation, qui croît comme la puissance quatrième de la température. Celle-ci étant elle-même fonction de la masse, il existe une masse limite au-delà de laquelle une étoile cesse d’être en équilibre. La résolution des équations d’équilibre permet de calculer de façon précise les valeurs extrêmes de la température, de la pression et de la densité de l’étoile en son centre ainsi que les valeurs moyennes de ces quantités. Pour le Soleil, dont tous les autres éléments sont connus avec précision, on a obtenu pour la région centrale 14.10⁶ K pour la température, 9.10⁶ bars pour la pression et 75 pour la densité, alors que sa densité moyenne est seulement de 1,41.

Origine de l’énergie stellaire

Elle ne peut être recherchée que dans des réactions thermonucléaires, rendues possibles par les températures extrêmement élevées régnant à l’intérieur des étoiles. Ces réactions sont vraisemblablement amorcées par l’énergie de contraction au moment de la formation des étoiles. Le physicien américain d’origine allemande Hans Albrecht Bethe (né en 1906) a étudié en détail les conditions de production d’un cycle fermé de réactions, dans lequel le carbone joue un rôle de catalyseur et au bout duquel les atomes d’hydrogène se trouvent condensés en atomes d’hélium avec annihilation au passage des atomes de lithium, de béryllium et de bore, qui sont les premiers éléments du tableau général de la classification de Mendeleïev. Dans les étoiles, l’hydrogène se transforme progressivement en hélium, qui constitue en quelque sorte le déchet de l’opération, car il ne peut lui-même être transformé en raison des conditions dans lesquelles se déroulent les réactions : il y faudrait des milliards et non plus des millions de degrés. Connues depuis 1940, ces réactions sont remplacées, pour des étoiles comme le Soleil et des étoiles moins chaudes, par d’autres plus simples, comprenant la création d’atomes de deutérium, se combinant deux à deux pour aboutir à des atomes d’hélium. La possibilité de ces dernières réactions, qui nécessitent des températures inférieures à 14.10⁶ K pour se réaliser, n’a été reconnue que plus récemment (1950) par le Français Evry Schatzman. Ces réactions ne sont pas différentes de celles qui ont été prévues pour la bombe thermonucléaire dite « de fusion ».

Existence de deux populations stellaires différentes

Il existe deux « populations » distinctes parmi les étoiles de la Galaxie. Les étoiles comme le Soleil et la majorité de celles qui nous entourent sont relativement récentes. Elles se sont formées en partant de la matière galactique diffuse. Certaines continuent à se développer et sont relativement jeunes, comme les supergéantes bleues. On les rencontre seulement entre les spires des galaxies. Les céphéides typiques (à moyenne et longue période) font partie de cette population. Au contraire, la population stellaire primitive de l’Univers est constituée par ce que l’on appelle la population II, dont ont disparu les géantes et les supergéantes initiales ainsi que certaines étoiles anormalement massives de la série principale. Les amas globulaires et les céphéides à très courte période (RR Lyrae) font partie de cette population II et suivent un diagramme différent de celui de Hertzsprung-Russell. Ces deux populations présentent des caractères cinématiques très particuliers : les étoiles de la population II ne participent pas de la même façon que celles de la population I au mouvement de rotation galactique. Elles en diffèrent également par leur composition chimique, les étoiles de la population II, beaucoup plus anciennes, étant notamment deux fois plus pauvres en métaux que les étoiles, plus récentes, de la population I. On peut conclure à une distribution complémentaire d’atomes métalliques postérieurement à la formation des étoiles de la population II.

P. T.

➙ Astronomie / Comète / Constellation / Coordonnées astronomiques / Galaxie / Météorite / Nébulosité galactique / Planète / Pulsar / Quasar / Soleil / Univers.

 G. Bruhat, les Étoiles (Alcan, 1939). / P. Rousseau, De l’atome à l’étoile (P. U. F., coll. « Que sais-je ? », 1941 ; 12^e éd., 1972). / D. Barbier, les Atmosphères stellaires (Flammarion, 1952). / A. Danjon, Astronomie générale (Éd. Sennac et Gauthier-Villars, 1952 ; 2^e éd., 1959). / J. C. Pecker et E. Schatzman, Astrophysique générale (Masson, 1959). / J. Dufay, Introduction à l’astrophysique : les étoiles (A. Colin, 1961). / R. Caratini (sous la dir. de), Astronomie (Bordas, 1968).