Le Soleil et les étoiles : Etoile - Taille- Masse



La taille des étoiles

En 1879, le physicien autrichien Josef Stefan, qui s'intéressait au rayonnement des corps chauds, découvrit que l'énergie totale émise par un objet était proportionnelle à la quatrième puissance de sa température absolue. Cela signifiait par exemple qu'un corps à 600 kelvins émettait 16 fois plus d'énergie qu'à 300 kelvins. Stefan établit également une loi plus générale qui donnait l'intensité émise par un corps de surface donnée à une certaine température.

Pour les astronomes, la loi de Stefan fournit un moyen relativement simple de calculer la taille d'une étoile, une fois sa température de surface et sa luminosité absolue déterminées par l'observation. Connaissant la température de surface de l'étoile, on pouvait utiliser cette loi pour calculer la luminosité totale émise par une portion de surface donnée. Il suffisait alors de comparer ce résultat à la luminosité absolue, émise par le corps dans son ensemble, pour obtenir la surface de l'étoile, donc également sa taille.

Bételgeuse
Une photographie de Bételgeuse prise en 1996 par le télescope spatial, la première image directe de la surface d'une étoile différente du Soleil. Bételgeuse est une supergéante rouge d'un diamètre de l'ordre de 500 fois plus grand que celui de Soleil. On peut apercevoir sur l'image une tache brillante dont la température est supérieure de 2000 degrés à celle de la surface de l'étoile. Crédit : NASA/HST

Cette méthode a permis d'obtenir de très bons résultats. Elle a d'abord montré que les étoiles de la séquence principale n'ont pas toutes la même taille, mais présentent néanmoins une gamme relativement restreinte. Les étoiles chaudes ont ainsi 10 fois la taille du Soleil, alors que les étoiles froides n'atteignent qu'un dixième de la valeur solaire. Les autres groupes du diagramme de Hertzsprung-Russell présentent des tailles très différentes. Les géantes rouges ont entre une dizaine et une centaine de fois la taille du Soleil. Les supergéantes rouges peuvent quant à elles être un millier de fois plus grosses que notre étoile. L'énorme luminosité de ces étoiles est donc liée à leurs dimensions gigantesques. Enfin, les naines blanches sont de manière générale une centaine de fois plus petites que le Soleil, ce qui leur donne une taille similaire à celle de la Terre et explique leur faible luminosité.

Les étoiles binaires

Pour espérer atteindre une compréhension totale de la nature et de l'évolution des étoiles, les astronomes doivent encore pouvoir déterminer un dernier paramètre : leur masse. Celle-ci est beaucoup plus difficile à déterminer car ni les mesures de luminosité, ni l'analyse spectrale ne sont d'aucun secours. La seule solution est de recourir à l'astrométrie, la mesure précise des positions stellaires, et de l'appliquer à ce que l'on appelle les systèmes binaires, des couples d'étoiles orbitant l'une autour de l'autre, liées par leur attraction gravitationnelle mutuelle.

Nous avons déjà vu qu'il existait dans le système solaire une relation entre la taille et la période de chaque orbite planétaire. Cette loi s'appelle la troisième loi de Kepler et relie les deux paramètres précédents à la masse du Soleil. Cette loi peut se généraliser à tous les corps en orbite, en particuliers aux membres d'un système binaire, et au lieu de la masse du Soleil, c'est la masse totale des étoiles qui entre en ligne de compte. Ainsi, s'il était possible de mesurer par l'observation la période ainsi que la taille d'un système binaire, il suffirait d'appliquer cette loi pour pouvoir calculer la masse totale du couple.

Le travail de l'astronome consiste ainsi à trouver dans le ciel des étoiles binaires et à mesurer leur période et la taille de leur orbite. Tout cela semble théoriquement très simple mais de sérieux problèmes apparaissent dès que l'on passe à l'application pratique. Le principal problème avec ces mesures réside dans le fait que les mouvements apparents des étoiles sont extrêmement lents, les périodes peuvent atteindre la centaine d'années et plusieurs générations d'astronomes peuvent se révéler nécessaire pour une étude complète. La taille de l'orbite devrait quant à elle être relativement facile à calculer si l'on connaît la taille angulaire du système vu depuis la Terre et la distance au couple. Mais là encore des difficultés apparaissent car les orbites sont la plupart du temps inclinée par rapport à notre ligne de visée et, pour cette raison, nous n'observons qu'une projection de l'orbite, ce qui fausse les estimations des dimensions.

Lorsque les observations se passent bien, la méthode précédente utilisant la loi de Képler peut fournir la masse totale du couple stellaire. Pour déterminer la masse de chaque étoile, pas seulement celle du couple, l'astronome doit encore étudier plus en détail le mouvement relatif des deux membres. Cela lui permet de déterminer la proportion de chacun dans le total du couple et finalement d'obtenir la masse de chaque étoile.

La masse des étoiles

Des études de ce type ont été menées sur de nombreuses étoiles. Elles ont d'abord révélé que chaque groupe du diagramme de Hertzsprung-Russell a des propriétés différentes. Dans la séquence principale, l'éventail de masses est assez étendu, depuis moins d'un dixième de la masse solaire jusqu'à plusieurs dizaine de fois celle-ci. Les autres groupes ont une gamme plus limitée. Les supergéantes rouges sont très massives, avec des valeurs de l'ordre de 20 masses solaires, alors que les naines blanches n'ont qu'une masse similaire à celle du Soleil.

La deuxième conclusion importante de ce genre d'étude est la mise en évidence d'une relation entre la masse et la luminosité absolue pour les étoiles de la séquence principale : plus une étoile est massive, plus elle brille. Ainsi, le paramètre principal qui dicte aux étoiles de la séquence principale leur position dans le diagramme de Hertzsprung-Russell est la masse. C'est elle qui détermine des propriétés telles que la luminosité et la température de surface. Cette relation entre masse et luminosité est d'ailleurs assez naturelle. Plus une étoile est massive, plus le poids de ses couches externes est grand. Au centre de l'astre, la pression, qui doit résister à ce poids, doit être plus forte. En conséquence, les réactions nucléaires se font à un rythme plus élevé, d'où une libération d'énergie plus intense et une luminosité supérieure.



Auteur : Olivier Esslinger

Source : www.astronomes.com/index.html