Etude des étoiles

Les étoiles font partie des corps célestes les mieux compris. Les intensités relatives des rais du spectre d'une étoile fournissent de précieux renseignements sur l'astre. Ainsi, on peut évaluer la température superficielle de l'étoile d'après les lois du rayonnement thermique.


Si la distance de l'étoile à la Terre est connue, la luminosité de l'étoile est la somme des intensités observées à toutes les longueurs d'onde. On peut alors déterminer le rayon de l'étoile à partir de la luminosité, qui est l'énergie émise par unité de surface multipliée par la superficie de l'astre.

Lorsque l'on étudie le spectre d'une étoile à une résolution élevée, on observe de nombreux rais sombres à des longueurs d'onde particulières : la lumière émise par les couches profondes est absorbée par les atomes des couches plus froides situées au-dessus. La nature des atomes présents dans l'étoile peut alors être identifiée en comparant les rais d'absorption d'une étoile à celles de gaz connus. On peut également calculer la température et la pression de l'atmosphère, ainsi que les quantités relatives des éléments chimiques.

La plupart des étoiles appartiennent à une " séquence principale ", dans laquelle la température et la luminosité augmentent avec la masse. Quelques étoiles sont beaucoup plus brillantes et en conséquence beaucoup plus grandes que les étoiles d'une séquence principale de température identique. Ces étoiles très brillantes sont appelées supergéantes rouges. De nombreuses étoiles sont beaucoup plus sombres, et donc beaucoup plus petites que les étoiles d'une séquence principale à la même température. C'est par exemple le cas des naines blanches (1 % de la taille du Soleil) et des étoiles à neutrons (0,001% de la taille du Soleil).

L'intérieur des étoiles a été décrit par des modèles théoriques, établis en tenant compte de la force de gravité qui provoque l'effondrement de l'étoile sur elle-même, et de la pression des gaz surchauffés qui tend à dilater l'astre.

Les températures élevées au sein des étoiles engendrent également un flux de chaleur de l'intérieur de l'étoile vers l'extérieur. Si l'étoile est en équilibre, cette perte de chaleur doit être compensée par l'énergie libérée par les réactions nucléaires. Au fur et à mesure de l'épuisement des différents combustibles nucléaires, l'étoile évolue lentement, et le cœur se contracte en atteignant des densités de plus en plus élevées.

Pour les étoiles de faible masse, ce processus s'achève lorsque les couches externes sont graduellement éjectées pour former une nébuleuse planétaire. Le cœur se refroidit alors pour former une naine blanche. Les étoiles plus massives deviennent instables : au cours de leur évolution, leur cœur s'effondre soudain pour former une étoile à neutrons, ou trou noir, et l'énergie ainsi libérée éjecte les couches externes à très grande vitesse, dans une explosion gigantesque appelée supernova.

 
 
~liloo~ Publié le : 20/05/2007

 

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