Par Denis Bergeron

Lorsque vous regarderez le ciel étoilé la prochaine fois que vous serez en campagne loin de la pollution lumineuse des villes et lors d'une nuit sans lune, prenez le temps de bien contempler le firmament. Observez la luminosité, la couleur, la concentration et tentez de  compter les étoiles. Pour bien comprendre l'exercice, imaginez que vous êtes sur une plage l'été et que vous preniez une poignée de sable dans vos mains. Essayez de compter chaque grains de sable. Vous vous découragerez rapidement et vous estimerez le nombre de grains de sable par millions. Si vous regardez l'ensemble de la plage et que vous tentiez d'estimer le nombre de grains de sables qu'il peut y avoir, vous constarerez qu'il doit y en avoir des milliards. Pourtant, ce que vous estimerez n'est que la pointe de l'iceberg car ces milliards de grains de sable en cache des milliards d'autres sous les premières couches. Si vous ne les déplacez pas, vous ne pourrez  jamais voir ceux qui sont cachés par les couches en surface.

Il en est de même de la voûte étoilée. En regardant le ciel étoilé à l'oeil nu, vous verrez des milliers d'étoiles de différentes luminosités et couleurs. Si vous prenez une paire de jumelles, vous en verrez encore plus...des millions. Avec l'utilisation de télescopes, caméras CCD, vous en découvrirez encore plus... des milliards. Toutes ces étoiles sont en réalité des soleils qui parsèment notre galaxie que l'on appelle "la Voie lactée". Ces milliards d'étoiles nous caches à jamais des milliards d'autres comme le faisait les premières couches de sable sur notre plage. On estime que notre galaxie contient plus de 150 milliards d'étoiles.

Ainsi, ces milliards d'étoiles ressemblent en partie à notre propre étoile à nous le Soleil. Elles brillent en transformant une partie de leur matière en d'autres éléments chimiques qui serviront avec le temps à enrichir les nébuleuses de notre galaxie afin de créer de nouvelles étoiles. Une étoile naît d'un nuage de gaz appelé "nébuleuse", évolue avec le temps en transformant de la matière et en donnant de l'énergie pour chauffer les planètes environnantes dont certaines peuvent contenir de la vie. A la fin, l'étoile explose en éjectant une partie de sa matière qui se dispersera dans la galaxie et le cycle recommencera à nouveau lorsque les conditions primordiales se réuniront. Tel est le cycle des étoiles.

Notre étoile, le Soleil, n'est pas très impressionnante. Il s'agit d'une étoile unique de grosseur moyenne de couleur jaunâtre ayant une température moyenne de surface de l'ordre de 6 000°C. On compare les autres étoiles par rapport à notre Soleil. Ainsi, on trouvera des étoiles qui sont 100 fois plus massive que notre Soleil ou qui équivaut à 10% de sa masse. Il existe des étoiles 1 000 fois plus lumineuse que notre Soleil et d'autres dont la luminosité équivaut seulement 5% de celle du Soleil. Certaines étoiles se déplacent plus vite ou plus lent que le Soleil.

Les étoiles sont classées selon différents paramètres. On évalue une étoile en premier lieu par sa brillance visuelle appelée "magnitude". Cette magnitude apparente est un concept qui ne renseigne pas vraiment sur la luminosité réelle de l'étoile. Lorsqu'on observe le ciel, on remarque une très grande diversité au niveau de la brillance des étoiles. On y voit des étoiles extrêmement brillantes, d'autres un peu moins, d'autres  plus difficiles à détecter, d'autres sont à la limite de la perception de l'oeil. Finalement, lorsqu'on observe avec un télescope, on constate qu'il y a énormément d'étoiles plus faibles.

Depuis des millénaires, les astronomes ont identifiés les étoiles les plus brillantes visibles à l'oeil nu par des noms comme Sirius, Bételgeuse, Arcturus, Véga, etc. Si vous regardez sur un cherche-étoile où figure les constellations, vous remarquerez le nom des étoiles les plus brillantes que l'on peut apercevoir facilement à l'oeil nu dans le ciel.

Les astronomes ont aussi nommé par les lettres de l'alphabet grec les étoiles d'une constellation en fonction de sa brillance. Ainsi, l'étoile la plus brillante de la constellation d'Orion est l'étoile Bételgeuse qui est aussi identifié par la lettre grecque "alpha". La seconde étoile brillante de la constellation est Rigel identifiée également par le symbole grec "Beta". La troisième étoile la plus brillante est identifiée comme étant "Gamma", etc. De nos jours, les étoiles peuvent appartenir à différents catalogues et peuvent avoir d'autres dénominations. Par exemple, l'étoile Bételgeuse (alpha Orion) porte le nom 58-alpha Orionis si on utilise le catalogue de Flamsteed-Bayer ou porte le nom GSC 129:1873 si on utilise le Guide Star Catalog.

L'ensemble des étoiles brillantes forme une figure particulière qui ont su éveillé l'imagination des anciens. Ces figures sont nommées "constellations".

Ainsi, les astronomes ont adoptés 88 figures de constellation réparti dans l'hémisphère nord et sud. Chaque constellation est limité par une frontière au même titre que les pays de notre Terre. L'ensemble des objets célestes (étoiles, nébuleuses, amas d'étoiles, galaxies, etc) incluses à l'intérieur de ces frontières appartiennent à cette constellation. On peut repérer n'importe quel objet céleste dans le ciel en se servant de systèmes de coordonnées équatoriales (ascension droite et déclinaison) ou azimutales (azimut et altitude). Il en est de même pour localiser les étoiles et les planètes dans le ciel. Les constellations portent également leur nom d'origine comme Ursa Major (Uma) désignant la Grande Ourse. Gemini (Gem) pour les Gémeaux, Andromeda (And) pour Andromède, etc.

Outre la position dans le ciel et la magnitude (brillance), les étoiles possèdent d'autres paramètres importants. Lorsqu'on regarde une étoile brillante dans le ciel par rapport à d'autres moins brillantes, on peut penser que les étoiles les plus brillantes sont les plus grosses, plus brillantes ou plus proches que les autres plus faibles. Il n'en est pas tout-à-fait ainsi.

Plusieurs facteurs doivent être considérés lorsqu'on compare les étoiles. Il faut tenir compte des facteurs comme la masse, température, classe spectrale, le rayon, la vitesse de rotation, luminosité, distance, vitesse radiale, mouvement propre, champ magnétique, composition chimique et des catégories d'étoiles.

Les étoiles possèdent des diamètres qui les distinguent. Même avec le plus gros télescope du monde, il est impossible de voir le diamètre apparent des étoiles comme on peut le faire avec le Soleil ou les planètes. A cause de leur grande distance, elles ne présentent qu'un point de lumière scintillant au gré de la turbulence atmosphérique. On peut estimer le diamètre des étoiles en connaissant la luminosité absolue de celles-ci soit la quantité d'énergie rayonnée en une seconde et de la température superficielle. Il est plus facile de déterminer la masse des étoiles par l'analyse spectrale et par les lois mathématiques. L'étude des étoiles doubles à permis de mieux définir la masse des composantes à partir de l'observation des orbites des composantes.

Notre Soleil est une étoile de grosseur moyenne. Certaines étoiles comme Deneb du Cygne sont des étoiles supergéantes alors que le compagnon de l'étoile Sirius (qui est une étoile double) appelé Sirius B est une étoile naine. Pourtant, Sirius (A et B) est l'étoile la plus brillante du ciel. Elle brille à la magnitude apparente -1.47 comparativement à Deneb qui brille à la magnitude apparente +1.3. La plus grande étoile connue jusqu'ici est VV Cephei mesurant 2 400 fois le diamètre du Soleil. L'étoile Bételgeuse dans Orion aurait un diamètre environ 400 fois celui du Soleil. Vega de la Lyre serait 4 fois plus grosse que le Soleil. Sirius A, l'étoile la plus brillante du ciel serait à peine 1.8 fois plus gros que notre Soleil. Les naines blanches comme Sirius B aurait un diamètre qui pourrait correspondre à celui de la lune. Les étoiles à neutrons auraient un diamètre d'environ 20km à peine. Les astronomes ont donc établi qu'il fallait évaluer la brillance des étoiles également comme si elle se situait à une même distance donnée. Les astronomes ont établis qu'il y avait un lien entre la masse et la luminosité des étoiles sauf en ce qui concerne les naines blanches et les géantes rouges qui s'en écartent partiellement.

On appelle "magnitude absolue", la magnitude apparente qu'aurait une étoile si elle était située à une distance de 32.6 années-lumière de la Terre (10 parsecs). Une année-lumière est la distance parcouru par la lumière en une année (environ 300 000km/s). Ainsi, notre Soleil brille visuellement à la magnitude -26.8 (magnitude apparente) alors qu'il brillerait à la magnitude +4.8 (magnitude absolue) s'il était situé à 32.6 a-l. Deneb, brillerait à la magnitude -7 si elle était situé à cette distance. Grâce à cette distance étalon, on peut déjà mieux évaluer la masse réelle d'une étoile.

Les astronomes ont établi une échelle de luminosité pour distinguer la luminosité des étoiles. Ainsi, on a classé les étoiles selon les catégories suivantes:

Un autre facteur important à considérer est la distance de l'étoile. Notre Soleil est situé approximativement à 8 minutes-lumières de la Terre. C'est l'étoile la plus proche de nous situé à 149.6 millions de km de la Terre. L'étoile polaire (Alpha Polaris) est une supergéante jaune de température identique à notre Soleil mais sa distance est de 431 a-l. Sa brillance visuelle n'est que de +1.86. La seconde étoile la plus proche après le Soleil est l'étoile Alpha Centauri visible seulement dans l'hémisphère sud. Sa distance est d'environ 4.3 a-l. L'étoile la plus brillante du ciel (Sirius) est située à 8.7 a-l.

Les étoiles possèdent aussi des températures de surface qui les distinguent. Une étoile très chaude brillera dans le bleu à une température avoisinant les 30 000°C. En général, on retrouve surtout les étoiles supergéantes et géantes comme Rigel (Orion), Spica (Vierge), Deneb (Cygne) dans cette catégorie. Les étoiles moyennement chaudes de couleur jaunes possèdent des températures autour de 6 000°C comme notre Soleil ou Procyon A (Petit Chien). Finalement, certaines étoiles plus froides brillent dans le rouge à une température autour de 3 500° C.

Par exemple, Betelgeuse (Orion) ou l'étoile de Barnard (Ophiuchus) sont des étoiles rouges beaucoup plus froides. On a donc classé les étoiles selon leur température et leur type spectral. Ainsi, on distingue les classes spectrales principales suivantes: W, O, B, A, F, G, K , M, R, N, C. Chacune des classes spectrales principales est divisées en sous-classe de 0 à 9.  Les étoiles de type W ou WR appelées étoiles Wolf-Rayet présentent des spectres à continuum très brillant avec de larges raies d'émission d'hydrogène ainsi que d'hélium neutre et ionisé. Ces étoiles sont enveloppées de gaz en expansion. Il s'agit de composantes d'étoiles doubles spectroscopiques. Les types spectraux W, O, R, N et S sont très rares.

Les classes spectrale peuvent contenir d'autres symboles comme "p" pour particulières, "e" pour émission d'hydrogène, "m" pour des raies fortes de métal. "f" pour des raies larges autres que celles de l'oxygène dans les étoiles chaudes, "n" ou "nn" pour des raies habituellement larges causé par la rotation.

L'indice de couleur (mB-mV) est la brillance photométrique de couleur d'une étoile prise à travers un filtre calibrée de couleur bleu moins sa magnitude visuelle mesurée à l'aide d'un filtre jaune. Ainsi, le Soleil est une étoile jaune de grosseur moyenne de type spectral G2.

A partir des données et analyses relevées sur les étoiles, les astronomes ont établis un diagramme appelé Hertzprung-Russell. On retrouve en ordonnée (axe des Y) les magnitudes visuelles absolues et les luminosités correspondantes. Le Soleil étant considéré comme étalon. En abcisse (axe des X), on retrouve les types spectraux et les températures correspondant aux indices de couleur. En haut du diagramme, on retrouve les étoiles bleues et blanches dont la luminosité et la masse sont élevées. Au centre, on retrouve les étoiles de la séquence principale dont se trouve le Soleil puis en bas à droite se trouve les naines rouges. Dans la partie supérieure et en descendant, on retrouve les étoiles supergéantes, géantes, moyenne et naines en bas. Dans la partie inférieure gauche se situe les naines blanches. Ce diagramme est valide que pour les étoiles les plus proches de nous. Pour les étoiles plus faibles, il est très difficile de déterminer leurs caractéristiques compte tenu de leur faible brillance et leur distance. L'étude du diagramme H-R est très utile pour déterminer les différentes classes d'étoiles.

Les étoiles se déplacent toutes dans notre galaxie à une certaine vitesse. Notre Soleil se déplace en direction d'un point appelé "apex" en direction de la constellation d'Hercules. Sa vitesse se situerait autour de 19.4km/s mais ce n'est qu'approximatif. Il est possible de déterminer la vitesse radiale d'une étoile à partir de son spectre. Si l'étoile s'éloignent de nous, sa vitesse radiale sera positive. Au contraire, si elle s'approche, sa vitesse radiale sera négative. La vitesse radiale est déterminée en km/s. Le Soleil et le système solaire parcourerait une distance approximative d'environ 610 millions de km (environ 4 ua) par année vers l'apex.

Si on tient compte de la distance de l'étoile et sa vitesse radiale, on peut déterminer son mouvement propre dans le ciel exprimé en seconde d'arc par année et l'angle de position correspondant à la direction de son mouvement propre mesuré en degrés à partir du nord vers l'Est. On peut aussi exprimé le  mouvement propre d'une étoile en ascension droite et en déclinaison en secondes d'arc par année. En ascension droite, une valeur positive signifie un mouvement vers l'Est (l'ascension droite augmente). En déclinaison, une valeur positive signifie un mouvement vers le Nord.

Les étoiles possèdent aussi une certaine parallaxe. Comme la Terre se déplace sur une orbite autour du Soleil, elle occupe une certaine position à différents période de l'année. Pour bien comprendre la notions de parallaxe des étoiles, supposons une étoile situé très proche par rapport à nous et que les autres étoiles situées derrières elle (arrière plan) sont beaucoup plus loin. Si on prenait une photo de cette étoile à très haute résolution à chaque jour de l'année, on constaterait après un an que cette étoile a décrit un très petit cercle (une fraction de seconde d'arc) correspondant à l'orbite terrestre. Plus l'étoile sera proche de nous et plus cette mesure sera importante. On a donc défini la notion de parallaxe des étoiles qui par définition serait l'angle que fait le rayon de l'orbite terrestre tel que vu à partir de l'étoile. On peut facilement connaître la distance d'une étoile en faisant l'inverse de la parallaxe en secondes d'arc et en multipliant par 3.26 pour avoir sa distance en années-lumières.

L'analyse spectrale des étoiles permet de définir une quantité très importante d'informations. On y détecte la composition chimique, la vitesse de rotation, la masse, la température, l'existence de champs magnétiques, etc. Par exemple, la rotation d'une étoile peut être déterminée par effet Doppler selon que les raies spectrales se déplaçent vers le rouge ou le violet. La précision de cette méthode dépend de l'angle que fait l'axe de rotation de l'étoile par rapport à nous. La meilleure précision sera obtenu que si l'axe de rotation de l'étoile est perpendiculaire à notre point d'observation. Il est beaucoup plus facile d'étudier les vitesse de rotation par effet Doppler chez les étoiles doubles de la classe des étoiles variables à éclipse.

Certaines étoiles possèdent de puissants champs magnétiques grâce à l'effet Zeeman. Actuellement, on a pu détecter ces champs pour une centaine d'étoiles. Dans tous les cas, il s'agit de champs magnétiques très puissants de plus de 100 Gauss. Le champ magnétique global du Soleil est de 1 Gauss et celui de la Terre est de 0.5 Gauss. Certaines étoiles comme Cor Caroli (alpha 2 Canum venaticorum) de la constellation des Chiens de chasse possède une variation magnétique allant de -1 400 Gauss à +1 600 Gauss sur une période de 5 469 jours. L'étoile HD 215 441 de la constellation du Lézard possède un des plus puissant champ magnétique connu (+34 400 Gauss avec des variations irrégulières). L'étoile 53 Camelopardalis (Girafe) possède un champ magnétique qui varie de - 5 390 Gauss à +3 750 Gauss en 8 jours. La plupart des étoiles possédant de puissants champs magnétiques appartiennent aux classes spectrales B, A et F. Ce sont également des étoiles ayant des vitesses de rotation très élevées. Une raison qui pourrait expliquer les variations des champs magnétiques de certaines étoiles serait que leur axe de rotation coinciderait aux pôles magnétiques qui serait dirigé dans notre direction. L'étoile en tournant présenterait le pôle nord magnétique puis le pôle sud magnétique vers la Terre. Comme pour la Terre, le pôle nord magnétique se situe très près du pôle nord astronomique. Si l'axe de rotation de l'étoile fait en sorte de pointer les pôles en notre direction, cela pourrait expliquer en partie l'effet de variation du champ magnétique observé chez certaines étoiles.

Finalement, les étoiles peuvent se retrouvées en système simple comme notre Soleil, double (deux soleils tournant autour d'un centre de gravité commun), triple, quadruple ou multiples. On estime que 53% des étoiles dans un rayon de 32 a-l seraient des systèmes doubles ou multiples. Certaines étoiles doubles sont parfois assez distancées pour que nous puissions facilement les séparer optiquement. D'autres sont plus rapprochées au point qu'il est impossible de les séparer même avec un puissant télescope. On appelle ces étoiles doubles très serrées sous le nom d'étoiles doubles spectroscopiques. Lorsque les étoiles sont très rapprochées entre elles, il peut se produire plusieurs dynamiques comme un transfert de matières ou des forces de gravitation qui déforment les composantes.

En général, les composantes d'une étoile double sont nommées en fonction de leur brillance. L'écart entre les deux composantes est exprimé en seconde d'arc et la position du compagnon par rapport à la composante principale (azimut ou angle de position) est exprimée en degré mesurée du Nord vers l'Est. Comme les étoiles doubles ou multiples sont des systèmes qui tournent entre eux, on a introduit la période de temps que la composante B prend pour effectuer une révolution complète autour de la composante principale A. On connait environ 600 orbites d'étoiles doubles ou  multiples. La proportion des étoiles doubles passe de 30% pour les étoiles de classe spectrale G à seulement 5% pour les étoiles de type spectral K5 à M. Par exemple, L'étoile Mizar et Alcor dans la Grande Ourse forme un couple physique avec une distance de 17 000 Ua. Le temps de révolution de la composante B serait de 800 000 ans.

On connait certaines étoiles multiples comme le couple Epsilon de la Lyre également appelé double-double. Si on observe ce couple d'étoile au chercheur d'un télescope, on voit deux étoiles brillantes. Si on regarde chacune de ces étoiles brillantes avec un bon télescope, on découvre qu'elles sont doubles chacune. Nous sommes donc en présence d'une étoile quadruple d'où l'appellation double-double signifiant que les deux composantes brillantes sont elles-mêmes doubles. Un autre exemple est l'étoile Alpha du Centaure. Cette étoile apparait double au télescope. Cependant, l'une des composantes est elle-même double. C'est donc une étoile triple.

Par exemple, l'étoile double Albireo (Beta Cygni)_dans la constellation du Cygne possède deux composantes A et B. La composante A  de couleur jaune est l'étoile la plus brillante du système qui brille à la magnitude +3.1. Son compagnon B de couleur bleu brille à la magnitude +5.1. L'écart entre les deux étoiles est de 34.3" secondes d'arc et la période de rotation du compagnon B autour de la composante principale A est de 309 ans. En 1995, l'azimut ou angle de position que faisait  le compagnon B par rapport à l'étoile principale était de 54°. La magnitude visuelle de Albireo est de +3.05. Lorsqu'on observe Albireo à l'oeil nu, on ne voit qu'une étoile unique. Seul un télescope avec un grossissement moyen permet de résoudre cette étoile en deux composantes distinctes.

L'observation des étoiles doubles est très intéressante car elle permet d'évaluer les performances du ciel (seeing) et des télescopes. Il est intéressant aussi d'observer les étoiles doubles très serrées et celles présentant des teintes colorées. Il faut cependant distinguer les étoiles doubles dites physiques qui sont vraiment des systèmes stellaires interreliés des étoiles doubles optiques qui sont simplement un effet de perspective.

Certaines étoiles possèderaient des compagnons qui pourraient être soit une étoile de faible masse genre naine brune ou une super planète. Si on observe en précision le mouvement propre de cette étoile dans le ciel sur une longue période de temps, celle-ci présente une oscillation. Le meilleur exemple est l'étoile de Barnard dans Ophiuchus. Cette étoile de classe M5 est une étoile naine rouge brillant à la magnitude apparente de +9.5. Sa magnitude absolue est de +13.2. La distance de cette étoile est de 6 années-lumières. Son mouvement propre est relativement élevé soit de 10.35" d'arc par an. Ce déplacement correspond approximativement au diamètre apparent de la planète Mars. L'étoile de Barnard est l'étoile qui se déplace le plus rapidement dans le ciel. L'observation de son déplacement dans le ciel a permis de déceler la présence d'une oscillation qui pourrait être causé par la présence d'une superplanète qui déplacerait le centre de gravité commun.

Grâce aux récentes découvertes du télescope spatial Hubble, on a découvert récemment la présence de système solaire en formation autour de certaines étoiles dont l'étoile Véga de la Lyre. On y a aussi découvert des superplanètes et des naines brunes qui pourrait être une étoile n'ayant pas eu suffisamement de masse pour briller.

Certaines étoiles sont des étoiles variables dont leur brillance change en fonction du temps. Il existe plusieurs catégories d'étoiles variables comme les variables à éclipse qui sont des systèmes d'étoiles doubles spectroscopiques très serrées dont les composantes passent alternativement l'une devant l'autre modifiant ainsi la brillance de l'étoile principale. Leurs orbites sont vues par la tranche ou de très près. La plus belle exemple d'une étoile variable à éclipse est l'étoile Algol (Beta Persée) dont la luminosité varie en quelques jours.

D'autres types d'étoiles variables comme les étoiles de type Mira Ceti (pulsantes) possèdent des variations très importantes de luminosité sur une période allant de 50 à 1000 jours. Le plus bel exemple de ce type d'étoiles variables est Mira Ceti (Omicron Ceti) dont la magnitude visuelle passe de +2.5 à +!0.1 en 331 jours. Les étoiles variables de type Mira Ceti seraient des étoiles très instables dont le diamètre varierait en fonction d'une instabilité des forces internes et internes.

Il y a beaucoup d'autres types d'étoiles variables classées selon des critères bien précis comme l'écart de la variation d'éclat, la période en jours, la variation lumineuse, la classe spectrale, etc. Plusieurs organismes comme l'American Association of Variable Star observers (AAVSO) compilent les observations de milliers d'astronomes amateurs répartis à travers le monde. En général, les observateurs d'étoiles variables évaluent la magnitude précise d'une étoile variable à un temps donné en comparant les magnitudes des autres étoiles étalons réparties près de l'étoile variable. Ils compilent leurs données et les envoient à l'organisme concerné par Internet. Cet organisme compile l'ensemble des données et il fournit ces données compilées aux astronomes professionnels. L'observation des étoiles variables est un domaine où l'astronome amateur peut être d'une très grande utilité. Un télescope ordinaire ou une bonne paire de jumelles sont généralement suffisants. Les organismes d'études des étoiles variables fournissent en général les conseils, outils et le support pour les gens intéressés à ce type d'observation.

Certaines étoiles rendu au terme de leur vie éjecte une partie de leur  matière en produisant un énorme dégagement d'énergie qui font que leur brillance augmente subitement. On appelle ces astres "novae". Les novae sont donc des étoiles naines mourantes qui brillent faiblement mais qui tout à coup deviennent très brillante au point de devenir parfois visible à l'oeil nu. La montée fulgurante de luminosité peut se produire en quelques heures ou quelques jours puis s'abaisser lentement au cours des jours ou des semaines qui suivent. En moyenne, l'augmentation subite de luminosité peut atteindre 25 000 fois la brillance originale de l'étoile mais les astronomes ont déjà observé des novae dont l'augmentation de luminosité avait atteint 150 000 fois l'éclat antérieur. L'analyse spectrale des novae a permis de mettre en évidence des enveloppes de gaz en expansion. Souvent, à l'endroit où a été observé une novae, les astronomes détectent une nébuleuse planétaire autour de l'étoile. La dernière nova facilement observable à l'oeil nu fut la NOVA CYGNI 1975 qui fut facilement visible à l'oeil nu au dessus de l'étoile Deneb (Alp[ha Cygni). Elle était presque aussi brillante que Deneb.

Dépendant de la masse originale, certaines étoiles massives en fin de vie éjecte également une partie de leur matière produisant un effet semblable aux novae mais avec beaucoup plus de puissance d'énergie. Ainsi, le dégagement d'énergie peut atteindre 20 classes de magnitude soit 100 millions de fois l'éclat original de l'étoile. Ces étoiles portes le nom de "supernovae". Les supernovae sont très rares dans notre galaxie. On en aurait détecté seulement 11 depuis 2 000 ans. Cependant, on en découvre beaucoup dans les autres galaxies.

 Dans certains cas, l'éclat de la supernovae dépassait l'éclat total de la galaxie qui l'hébergeait. L'étude des supernovae dans les autres galaxies a permis de mettre en évidence deux types bien distincts:

Contrairement aux novae où les astronomes peuvent retracer l'étoile prénova sur les images d'archives astronomiques, il n'en est pas de même pour les supernovae qui n'apparaissent que lorsqu'elle explose dans une autre galaxie. Au niveau de notre propre galaxie, nous n'avons que très peu d'observations de supernovae. Les astronomes et les historiens ont cependant mis en évidence des archives faisant mention de possibles supernovae observé il y a des centaines d'années.

Le cas le plus probable est la supernovae de l'an 1054 retracé dans des archives chinoises qui serait responsable de l'actuelle nébuleuse planétaire du Crabe (Messier 1) dans la constellation du Taureau. Selon les astronomes, les chinois auraient observé l'apparition d'une étoile extrêmement brillante à l'emplacement de Messier 1 en 1054. L'étoile était même visible en plein jour durant plus de 23 jours.

La nébuleuse planétaire du Crabe (Messier 1) serait donc le résidu de cette supernovae. Les astronomes y ont détecté un pulsar (PULsative StAR) au centre. Un pulsar également appelé "étoile à neutrons" est une étoile de petit diamètre dont la rotation est très rapide. Il s'agit d'une radio-source dont la période des pulsations est très précise. La période de pulsation de l'étoile pulsante a l'intérieur de la nébuleuse du Crabe est de 33.09 ms. Autrement dit, ce pulsar émet une pulsation 30 fois par seconde. On y a détecté une variation optique de même qu'en rayons X correspondant à la période de pulsation radio. Cependant, l'éclat maximal est 15 fois plus grand que l'éclat minimal. L'expansion des gaz de la nébuleuse du Crabe se poursuit à un rythme de 1 300km/s. La distance de cette nébuleuse est d'environ 4 000 a-l.

Animation montrant l'expansion des gaz de la nébuleuse M1

AnimatiAnimation montrant le pulsar au centre de la nébuleuse du Crabe

Une supernova serait le stade final de l'évolution des étoiles géantes et supergéantes. Comme celles-ci sont plus massives et lumineuses que les plus petites, elles vivent beaucoup moins longtemps. Lors de l'explosion finale, l'étoile éjecte une bonne partie de sa matière et le squelette de l'étoile restante peut devenir un pulsar ou étoile à neutron de très petit diamètre (20km) entaînant une rotation très rapide de l'astre. Les pulsations radios captées sur la Terre sont un peu semblable à un phare. L'axe de rotation magnétique pointant vers la Terre, on enregistre les pulsations avec un minimum et maximum d'intensité avec une période extrêmement stable. D'ailleurs, les périodes de pulsation et les positions d'une vingtaine de pulsars bien connues ont été inscrit sur la plaque de la sonde Pioneer qui vogue maintenant aux confins de notre système solaire dans l'éventualité que cette sonde puisse un jour être capté par une civilisation extra-terrestre avancée qui serait en mesure de décoder le message.

Un autre stade de mort qui pourrait découlé de la mort d'étoiles massives sont les "trous noirs". Les trous noirs sont un stade final d'évolution d'une étoile en un astre très petit (quelques kilomètres de diamètre) dont la vitesse de rotation avoisine la vitesse de la lumière au point d'absorber toute matière dans son environnement. Depuis plusieurs années, les astronomes ont découvert des indices laissant supposés qu'ils y auraient plusieurs trous noirs de différentes dimensions dont des trous noirs super massifs contenant des millions de masses solaires situés au centre de certaines galaxies dont la galaxie d'Andromède (Messier 31). Les trous noirs sont des sources abondantes de rayons X. On ne peut pas les détecter directement mais on peut détecter les sources de rayons X très intenses laissant présager de leur présence.

L'univers est toujours plein de surprises. Avec l'évolution des sciences et des technologies, les chercheurs découvrent constamment de nouveaux éléments qui viennent invalider ou confirmer les anciennes théories. Il est toujours fascinant de suivre les récentes découvertes. Je vous recommande vous aussi de vous tenir au courant de ces nouvelles découvertes. Vos connaissances sur l'univers et la manière de voir les choses en seront sûrement affectés.

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