LES OBJETS DU CIEL A ADMIRER # 2

MAJ & corrections par Phoebe : le 04/12/2017

CONNAISSANCE DU COSMOS (Sonde New Horizons)

Les étoiles

Il existe une multitude de sortes d’étoiles : géantes rouges ou bleues, naines noires, naines oranges, jaunes et blanches.

Pour qu’une étoile se crée, cela nécessite plusieurs nuages de gaz et de poussières interstellaires qui s’agglutinent. Grâce à une forte densité et à l’interaction des forces de gravitation, les objets massifs sont attirés. Puis la nébuleuse de gaz et de poussière rétrécit, ce qui rapproche les particules de nuage et augmente la température. Si la densité initiale du nuage est suffisante, le processus se poursuit en s’accélérant. Au bout de quelques millions d’années, on retrouve une boule extrêmement chaude composée de gaz et de poussières appelée protoétoile. Puis, la température augmente jusqu’à déclencher des réactions de fusion nucléaire. Ainsi quatre atomes d’hydrogène s’unissent pour former deux atomes d’hélium, libérant de l’énergie, le plus souvent sous forme de lumière. Ainsi née une étoile.

Dans le Soleil, il se produit les mêmes réactions depuis plus de quatre milliards d’années et dureront encore le même laps de temps.

« Rien ne se perd, rien ne se crée, tout se transforme » - Antoine Laurent de Lavoisier (1743-1794)

Une fois nées, les étoiles grandissent, changent et ont une durée de vie plus ou moins longue puis meurent en laissant diverses traces de leur existence. Les étoiles possédant une faible masse vivent plus longtemps que celles qui possèdent une masse plus élevée. Une étoile de masse cinq fois plus petite que le Soleil aura une durée de vie beaucoup plus longue qu’une étoile de masse cinq fois plus grande que notre Soleil. Les étoiles sont classées selon leur taille, leur apparence (couleur), leur température en surface et leur luminosité.

Les étoiles blanches et jaunes

L’exemple le plus connu d’étoile jaune est le Soleil, qui possède une température de surface qui oscille entre 5100°C et 8000°C, comme Altaïr (Alpha Aquilae), située dans la constellation de l’Aigle, qui brille deux fois plus que le Soleil. Ces étoiles blanches et jaunes finissent leur existence en naine blanche puis en naine noire.

Triangle d'été dans constellation de l'Aigle, Altaïr en bas au centre

Les étoiles orangées et rouges

Ces étoiles possèdent une température de surface située entre 3600 et 5100°C. Elles sont plus grandes que les jaunes et les blanches et ont une durée de vie supérieure. Arcturus est une étoile appartenant à cette catégorie, qui constitue la principale étoile de la constellation du Bouvier. Les étoiles rouges sont plus petites et moins lumineuses que les orangées car elles sont également plus froides (entre 2000 et 3600°C).

Constellation du Bouvier

Les géantes rouges

Ce sont des étoiles massives en fin de vie. Elles sont 1000 fois plus grosses que le Soleil et brille 10 000 fois plus que lui. Bételgeuse, située dans la constellation d’Orion, est 1300 fois plus grosse que le Soleil. Aldébaran, située dans la constellation du Taureau et Antarès, située dans celle du Scorpion, sont également des géantes rouges. Ces dernières évoluent en supergéantes rouges puis en naines blanches en éjectant la totalité de leurs couches externes.

Bételgeuse

Les géantes bleues

Ce sont les étoiles les plus lumineuses et les plus massives dès leur naissance, de 30 à 100 fois plus grosses que le Soleil, possédant une température de surface variant entre 10 000 et 40 000°C. Rigel est une géante bleue qui brille 50 000 fois plus que le Soleil mais ont une très courte durée de vie par rapport aux autres étoiles.

Rigel dans Constellation d'Orion

Les naines blanches et les naines noires

Une naine blanche est le résultat de l’évolution d’une géante rouge dont la masse était inférieure à 8 fois celle du Soleil. Ayant éjecté sa couche externe, cette géante rouge devient un anneau entouré de gaz et de poussières dont le diamètre ne dépasse pas celui de la Terre. L’étoile centrale de l’anneau de la nébuleuse annulaire de la Lyre était une étoile jaune qui aujourd’hui est devenue une naine blanche. Ces naines blanches possèdent une température de surface qui avoisine les 100 000°C mais restent cependant beaucoup moins brillantes que le Soleil car elles sont très petites. Ces naines blanches deviennent des naines noires pour finir en amas interstellaires invisibles.

Nébuleuse annulaire de la Lyre

Les novae

Les novae sont le résultat d’explosions des couches externes des naines blanches de taille moyenne, dites vieilles étoiles. Une nova est une étoile dont la magnitude et la luminosité augmentent soudainement. Selon l’importance de l’explosion, l’intensité lumineuse décroît très rapidement, au bout de quelques heures à quelques jours.

Représentation d'une nova

Les supernovae et les étoiles à neutrons

La température centrale des géantes bleues dépasse le milliard de degrés, ce qui fait rapidement exploser les couches externes. On appelle cette explosion une supernova , explosion qui libère une luminosité très élevée et qui la fait briller autant qu’une galaxie. La luminosité est telle, que si l’étoile est proche de la Terre, nous aurions la possibilité d’observer ce phénomène en plein jour. La supernova la plus connue reste celle qui fut découverte en 1987 dans le Grand Nuage de Magellan : SN1987A. A la suite de l’explosion, il ne reste plus qu’une étoile à neutrons, appelée également pulsar, très dense (un dé à coudre de cette étoile peut peser jusqu’à 500 millions de tonnes). Ces étoiles ont des révolutions très rapides et pulsent leur lumière à la manière d’un phare. Les pulsars sont formés de résidus d’étoiles très massives. Ils sont très petits, d’un diamètre équivalent à celui de la Terre et diffusent leur lumière d’une manière inégale, d’une manière pulsée d’où leur nom de pulsar.

Supernova dans Constellation du Crabe

Les trous noirs

Dans certains cas, l’étoile à neutrons est si dense que la lumière ne parvient pas à s’en échapper et par conséquent, l’étoile ne brille plus et devient un trou noir, invisible mais que l’on peut détecter car il attire et engloutit tout sur son passage.

Trou noir

Classement des étoiles

Les étoiles sont donc classées par groupe noté O, B, A, F, G, K, M, R, N, S. Au sein de chaque groupe, on les répertorie à l’aide de chiffres allant de 1 à 9.

Par exemple, l’Etoile Polaire est une géante rouge possédant une température de surface de 10 000°C de type F8.

Sirius est une étoile jaune comme le Soleil. Si elle brille autant, c’est parce qu’elle est proche de la Terre, située à 8,7 al. Pour information, la distance qui sépare la Terre du Soleil est de 147 millions de km.

Quand on dit d’une étoile qu’elle est bleue, cela signifie qu’elle est chaude. Quand elle est rouge, elle est considérée comme étant froide. Au cours de sa vie, une étoile change de couleur, cela veut dire que sa température en surface varie considérablement. On peut donc évaluer approximativement la température d’une étoile d’après sa couleur.

Le Soleil possède une température de surface d’environ 5000°C, tout comme Arcturus qui possède une couleur orangée. Assez basse dans l’horizon sud, en été, Antarès, située dans la constellation du Scorpion, est une géante rouge à 2500°C. Rigel, dans la constellation d’Orion, est une géante bleue à 15 000°C et Bételgeuse est une géante rouge qui possède une température de surface d’environ 3000°C.

C’est ainsi que l’on peut classifier les étoiles selon dix types spectraux, notés grâce à des lettres.

Par exemple, les étoiles de type spectral A sont des géantes bleues, celles de types F et G sont blanches à jaunes (le type spectral du Soleil est G). Celles de type M sont des géantes rouges telle qu’Antarès (constellation du Scorpion).

Grâce au diagramme de Hertzsprung-Russell, il est possible de repérer le type d’étoile.

En abscisses (axe horizontal), on indique la température et en ordonnées (axe vertical), on indique la luminosité (ou la magnitude). Ainsi, une étoile géante ou une étoile naine peut être rouge mais la géante brillera beaucoup plus que la naine.

Les étoiles multiples

Certaines étoiles sont groupées par amas de deux, trois, quatre ou davantage. Un trait caractéristique de l’astronomie repose sur une illusion d’optique : les différents objets célestes apparaissent tous sur le même plan, appelé la voûte céleste, dont il nous est impossible d’en distinguer la profondeur.

Il est alors possible d’observer Vénus en conjonction avec Jupiter, c’est-à-dire quand ces deux planètes sont alignées, nous les apercevons côte à côte bien qu’elles soient éloignées l’une de l’autre par 700 millions de km.

Les couples stellaires optiques sont des étoiles qui semblent proches l’une de l’autre mais qui ne font qu’être approximativement sur une même ligne de visée. Le couple d’étoiles le plus remarquable est Alcor et Mizar, situées dans la constellation de la Grande Ourse.

Alcor et Mizar (couple stellaire physique dans Grande Ourse

Il arrive que deux étoiles soient extrêmement proches l’une de l’autre. Ces étoiles semblent liées entre elles car elles possèdent un centre de gravité commun. Ce couple d’étoiles est appelé couple stellaires physiques. A l’aide d’un télescope, il est possible de voir une petite étoile à côté de Mizar.

Les systèmes doubles visuels (ou spectroscopiques) sont des couples d’étoiles suffisamment éloignées pour que l’on parvienne à les distinguer. C’est le cas d’Albiréo. Lorsque les deux étoiles sont trop rapprochées pour que l’on puisse les distinguer, il est nécessaire de faire une analyse spectrographique qui permet de comprendre qu’il s’agit bien d’un couple d’étoiles, appelé système double spectroscopique.

Certains systèmes d’étoiles sont triples, quadruples voire plus. Castor, située dans la constellation des Gémeaux, est un système sextuple.

Epsilon Lyrae, dans la constellation de la Lyre, est située au-dessus de Véga et forme un système de six étoiles de magnitudes comprises entre 4,5 et 6.

Il est également possible d’observer des étoiles binaires à éclipses. Ce sont deux étoiles vues sur le même plan orbital et qui permet l’observation de deux éclipses par période. Les étoiles binaires sont rarement de la même dimension, ce qui permet de détecter une différence de baisse de luminosité. Cette dernière est plus importante lorsque l’étoile la plus grosse passe devant la plus petite, c’est ce que l’on appelle le minimum primaire. Une demi-période plus tard, l’étoile la plus petite occulte la plus grosse durant le minimum secondaire.

Alcor forme avec Mizar un couple optique et font partie toutes deux de la constellation de la Grande Ourse. Durant une soirée d’observation, il est possible de repérer les étoiles doubles de la saison.

Les magnitudes

La magnitude est la luminosité d’un objet céleste quel qu’il soit. Il existe deux sortes de magnitude : l’apparente et l’absolue. Plus l’étoile est brillante, plus sa magnitude est petite.

Par exemple, Véga possède une magnitude de 0 et Vénus une magnitude de - 4,5. Donc Vénus est beaucoup plus brillante que Véga bien que Vénus soit une planète et non une étoile !

La magnitude apparente désigne l’éclat d’un objet céleste tel qu’il est perçu depuis la Terre. C’est cette unité de mesure qui est généralement utilisée par les astronomes.

Par exemple, Bételgeuse, dans la constellation d’Orion, a une magnitude apparente de 0,8 (magnitude du Soleil : - 26,8). Cette étoile est 13 000 fois plus grande et brille 10 000 fois plus que le Soleil, mais se situant à 520 al de la Terre, elle apparaît moins lumineuse.

La magnitude absolue est utilisée en astrophysique et caractérise la luminosité intrinsèque d’une étoile, quel que soit l’endroit où est placé l’observateur. Une étoile de magnitude 7 est 2,5 fois moins lumineuse qu’une étoile de magnitude 6.

Les étoiles variables

C’est en observant longuement et régulièrement le ciel que l’on peut se rendre compte que certaines étoiles changent de luminosité et n’ont donc pas la même intensité. Il existe plusieurs raisons à ce phénomène. C’est le cas pour les étoiles binaires à éclipses, les novae et les supernovae, dites variables cataclysmiques, ainsi que les pulsars.

Il faut donc arriver à distinguer lors d’une soirée d’observation si nous sommes en train de regarder une étoile binaire, une supernova ou un pulsar. Tout ceci est possible en calculant la magnitude.

Pour distinguer une étoile variable : l’astre est soumis à de très grandes perturbations internes provoquant des tremblements similaires aux séismes sur Terre. Ce phénomène modifie le diamètre de l’étoile entraînant une modification de sa luminosité. On appelle cela des variables intrinsèques. Les étoiles variables sont répertoriées selon les variations de luminosité (ou amplitudes) et leur période, temps écoulé jusqu’à ce que l’étoile retrouve son éclat d’origine.

Il existe trois types d’étoiles variables : les Mira, les céphéides, les groupes R CrB.

Les Mira sont au nombre de 6000. Ce sont de vieilles étoiles géantes rouges avec une longue période, dont la luminosité peut varier entre une magnitude de 2,5 et 7 sur une période qui peut s'étendre de 80 à 1000 jours.

On peut voir Mira Ceti dans la constellation de la Baleine, au maximum de sa luminosité, briller à une magnitude de 2 puis disparaître durant 332 jours pour réapparaître à une magnitude de 10.

Mira Ceti

R Carinae passe dans la voûte céleste à une magnitude de 3,9 pour apparaître 309 jours plus tard à une magnitude de 10,5.

On peut facilement suivre l’évolution de Xi Cygni car elle passe d’une magnitude 3 à 14,5, ce qui la rend 10 000 fois moins brillante.

En cinq jours, Delta Céphei change de taille, de couleur et de magnitude (de 3,6 à 5 en 5 jours).

Les céphéides sont des étoiles de faible amplitude possédant des périodes beaucoup plus courtes que les étoiles de type Mira, généralement pas plus de quelques jours. Ces étoiles variables ont été baptisées « les bougies de l’Univers ».

En 1912, Henrietta Leavitt avait découvert que plus leur période est longue, plus leur luminosité est élevée, moins leur magnitude est élevée. Ce qui permet de déterminer leur distance, leur âge et d’une façon beaucoup plus large, l’âge de l’Univers.

Céphéides

Le groupe des R CrB sont des étoiles très particulières car elles présentent de très brusques chutes de luminosité, d’une façon impromptue. Dans la Couronne boréale, l’étoile variable de type R CrB passe en quelques semaines d’une magnitude habituelle de 6 à une magnitude de 8 pouvant même atteindre une magnitude de 15, moment où elle disparaît du champ visible. Son retour à sa luminosité normale est lent et s’effectue par paliers.

Les taches floues du ciel

Il s’agit d’amas d’étoiles ou de nébuleuses. Même à l’aide d’une mise au point, il est impossible de pouvoir distinguer nettement ces amas d’objets célestes. L’astronome français Charles Messier a confectionné un catalogue regroupant 110 objets. Il recense 40 galaxies ainsi que des objets de natures diverses : simples amas d’étoiles ouverts et nébuleuses sombres.

Les amas d’étoiles

Les étoiles naissent au sein de nébuleuses gazeuses et de poussières. Une grande partie reste groupée en amas, de telle sorte que des étoiles regroupées dans un même amas ont le même âge, la même composition chimique et sont situées à la même distance de la Terre.

Il existe des amas ouverts qui est le résultat de la contraction des nébuleuses gazeuses. Les étoiles s’éloignant les unes des autres, elles ne restent pas longtemps en groupe, ce qui a pour conséquence la dislocation de l’amas qui est constitué exclusivement d’étoiles jeunes. A 400 al, au-dessus de la constellation du Taureau, on peut distinguer à l’œil nu cinq à six étoiles de l’amas ouvert des Pléiades et jusqu’à 200 avec des jumelles. Avec un télescope de 200 mm de diamètre, on peut apercevoir des restes de la nébuleuse primitive, au sud de l’étoile Mérope. Les principales étoiles de l’amas sont chaudes et blanches. A la fin du mois de Janvier, il est possible d’apercevoir l’étoile M44 (la Ruche et Praesepe) dans la constellation du Cancer.

Les amas globulaires

Ils sont très différents des amas ouverts et possèdent une forme plus ou moins sphérique assez caractéristique. Ils sont généralement plus grands et se composent d’un grand nombre de vieilles étoiles, de 100 000 à un million d’étoiles rouges. Tous les amas globulaires sont regroupés autour du centre de la Voie Lactée dans le halo galactique. On en dénombre une centaine mais trois seulement sont de magnitude 5/6, clairement visibles à l’œil nu dans l’hémisphère nord dont M13 de Hercule.

Grâce à des jumelles, ces amas apparaissent comme des taches floues. Grâce à une lunette astronomique ou un télescope, on peut apercevoir certaines étoiles.

Au printemps, on peut observer M5 dans le Serpent, de magnitude 5,7, cet amas s’étend de 10 minutes d’arc.

Les angles de mesure se font en degrés. Chaque degré correspond à 60 minutes et chaque minute à 60 secondes.

Amas globulaire M5 dans Constellation du Serpent

Les nébuleuses

Ce sont des restes de gaz et de poussières qui se sont condensés en nuages, à l’intérieur desquels d’autres étoiles naîtront et qui s’étendent sur des dizaines d’années-lumière. Il existe également des groupements d’astres qui ne sont pas considérés comme des nébuleuses, tels que les restes de supernova, comme par exemple, la nébuleuse du Crabe. Les filaments que l’on peut apercevoir sont des gaz et des poussières éjectés lors de l’explosion de la supernova.

Les nébuleuses planétaires sont la résultante de l’éparpillement des couches externes et des gaz en expansion d’une naine blanche à la fin de son existence. L’aspect sphérique de ces rejets rappelle la forme des planètes d’où le nom de nébuleuses planétaires.

Dans la constellation de la Lyre, on peut observer dans un champ d’une minute d’arc, M57 qui s’avère être une étoile facile à regarder avec une magnitude de 9,3.

Les nébuleuses obscures

Ces nébuleuses, situées dans le disque galactique, ne sont visibles que si une étoile les chauffent ou les éclairent. La nébuleuse du Trèfle, M20, est visible dans la constellation du Sagittaire ou dans la constellation de Trifide.

Les nébuleuses sont beaucoup plus visibles en photographie, grâce à des filtres colorés appropriés.

Nébuleuse du Trifide

Savoir distinguer les différents amas

Les amas ouverts sont moins grands et abritent moins d’étoiles et sont généralement diffus et moins serrés. Ils sont situés dans le plan galactique, là où l’on retrouve également beaucoup de gaz interstellaire qui empêche leur lumière d’arriver jusqu’à la Terre. Ils sont difficiles à détecter contrairement aux amas globulaires qui sont situés dans le halo galactique, que l’on retrouve surtout en direction du Sagittaire. Les bonnes époques pour les observer sont le printemps et l’été.

A SUIVRE : Exoplanétologie, exobiologie, Mars One Project, la colonisation de  la Lune et de la planète Mars

Sources :

Wikipédia

Larousse de l’astronomie facile, comprendre et observer – Erick Seinandre & Nathalie Audard - 2009

MAJ & corrections par Phoebe : le 04/12/2017