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Une façon de vivre propre aux étoiles

Schéma de l'évolution d'une étoile de masse voisine d ecelle du Soleil.

Etoiles géantes et étoiles naines (I)

Tout le monde a déjà entendu parlé d’étoiles géantes ou d’étoiles naines. On les imagine aussi volumineuses que des ballons de baudruche ou réduites à la taille d’une bille. Mais en cette matière les dimensions de ces astres sont réellement astronomiques et dépassent l’entendement.

Dans l’univers tout est démesuré, à l’échelle du cosmos. Même le Soleil qui nous paraît si petit à l’oeil nu mesure tout de même près de 1.4 million de kilomètres de diamètre. Imaginez que le système Terre-Lune tout entier, soit environ 800000 km de diamètre, tiendrait aisément dans son enceinte !

Et ce n’est qu’une petite étoile. Imaginez-vous que la surface d’une étoile hypergéante comme VY Canis Majoris dépasse l’orbite de Saturne : un rayon de 1.5 milliard de kilomètres ! De l’autre côté de l’échelle, une étoile naine tiendrait tout entière dans le volume de la Terre ! Pourtant dans le passé ces deux astres si différents sont nés de la même manière, dans un épais nuage de gaz et de poussières qui s'est progressivement condensé. La première avait toutefois déjà de l’embonpoint dès sa naissance. Nous verrons cela en détail un peu plus loin.

L'astrophysique est un sujet très vaste si nous nous arrêtons sur chaque détail de l'évolution stellaire. Pour notre part nous nous focaliserons sur l'évolution des étoiles de type solaire, les mieux connues, sans bien sûr oublier les étoiles massives mais dont l'évolution est déjà beaucoup plus complexe et moins bien comprise ainsi que nous l'expliquerons dans les pages suivantes.

Avant de décrire l'évolution des étoiles, nous devons introduire quelques notions clés : le corps noir et les relations qui en découlent qui seront traités dans un article séparé, la classe spectrale et le fameux diagramme H-R. Une fois ces concepts définis et bien compris nous serons intellectuellement mieux armés pour explorer et comprendre le monde étrange des étoiles.

La classification spectrale d'Harvard

Les différents types d'étoiles dont les spectres furent classifiés au début du XXe siècle par l'équipe d'Edward Pickering à Harvard représentent des étapes bien précises de l'évolution des étoiles ordinaires. Nous allons y revenir.

Par clarté, les astronomes de l'Observatoire d'Harvard (HCO) ont proposé une classification basée sur la température effective qui permet de connaître la constitution et indirectement les caractéristiques générales d'une étoile ou d'un amas stellaire en connaissant uniquement sa classe spectrale : W, O, B, A, F, G, K, M, R, N, S. Une astuce mnémonique propre aux Américains permet de la mémoriser sans difficulté : "Whaow, Oh Be A Fine Girl, Kiss Me. Right Now, Sweetheart". Chacun en comprendra fort bien le sens !

Avec le temps, les types spectraux R, N et S ont été associés à l'évolution des étoiles de type M et carbonées car durant la phase géante elles peuvent évoluer en étoiles carbonées (type C). Depuis la découverte des étoiles naines brunes, les types L, T et Y typiques de ces étoiles froides sont venus compléter cette classification qui comprend dorénavant 11 types : W, O, B, A, F, G, K, M, L, T, Y.

La véritable couleur des étoiles

Aspect visuel des étoiles établi à partir du rayonnement du corps noir et après réduction de leur luminosité afin qu'elles apparaissent sous leur véritabe couleur (sinon elles sont presque toutes saturées par leur luminosité, en nuances de blancs). Ces couleurs varient très légèrement selon que l'étoile est sur la Séquence principale (par ex. A0 présente un indice B-V = 0.00) ou est une Supergéante (A0 présente alors un indice B-V = +0.01, plus "rouge"). Rappelons que la température effective du Soleil est de 5770 K (température du corps noir) tandis que celle de la lumière du jour est de 6500 K (CIE D65). Ces tonalités ou gamut de couleurs sont bien sûr des approximations tenant compte des performances et des réglages de la carte vidéo et de l'écran de votre ordinateur.

Evidemment les Américains n'ont pas hésité à trouver d'autres astruces mnémoniques pour retenir cette classification, Owen Gingerich du CfA ayant même instauré un coucours à ce sujet. On retrouve donc aujourd'hui des astuces mnémoniques à connotation physique, politique ou même culinaire.... Normal que l'on s'amuse parfois; quand les astrophysiciens sont à deux atomes de l'explosion stellaire il faut bien lâcher la pression !

Ceci dit, cette classification a été corrigée depuis que nous savons que les étoiles R et N sont apparentées aux étoiles carbonées et la classe S représente des étoiles en phase critique (processus S). Aussi après la classe M vient la classe L des étoiles naines.

Ainsi une étoile de classe "O" telle HD 93129A, de l'amas Trumpler 14 de la nébuleuse de la Carène est une étoile géante bleue de type spectral O2 If* qui brille à la magnitude apparente 7.3 mais qui est en réalité l'une des plus lumineuses et les plus massives de la Voie Lactée avec une masse de 95 M, un rayon de 20 R et une luminosité globale (elle forme un système binaire avec une autre étoile géante bleue) 2.5 millions de fois supérieure à celle du Soleil ! Avec une température effective de 52000 K, elle se situe tout en haut à gauche du diagramme H-R. Voici une étude de cette étoile.

Autre exemple avec Rigel dans la constellation d’Orion. Il s'agit d'une étoile bleue de type spectral B8 Ia présentant une température effective d’environ 12000 K. Sa forte température rend les raies de l'hélium très intenses. Notre Soleil est une étoile jaune classée G2 V, son indice de couleur (B-V) vaut +0.63 et son spectre présente déjà quelques raies métalliques, à vrai dire tous les éléments naturels connus sur Terre, pour une température effective de 5770 K.

En marge de la classification d'Harvard, le lecteur attentif remarquera qu'il existe des subdivisions dans les classes spectrales (B8, G2, etc). En effet, la classe ou le type spectral provient d'une étude du spectre, c'est-à-dire qu'il s'agit d'une donnée mesurée et non pas calculée. Inversement, la température effective étant celle du corps noir, elle est issue de modèles physiques et donc calculée. Nous reviendrons sur cette question lorsque nous détaillerons la classification des spectres.

A lire : Du corps noir aux étoiles

Indice de couleur et température

Cl.Spec.

Teff

I.C.

Couleur

Cl.Spec.

Teff

I.C.

Couleur

O5

40000 K

-0.32

G0

6000 K

+0.57

B0

27000 K

-0.27

G2

5770 K

+0.63
B5

16000 K

-0.19

G5

5500 K

+0.72
A0

9500 K

 0.00

K0

5100 K

+0.88
A5

8200 K

+0.13

K5

4300 K

+1.31
F0

7200 K

+0.30

M0

3700 K

+1.63
F5

6700 K

+0.41

M5

3000 K

+1.79

Paramètres des principaux types spectraux. L'indice de couleur indiqué est la valeur (B-V) et correspond à la température effective indiquée. La classe spectrale considérée peut toutefois présenter un indice de couleur différent en fonction du stade évolutif de l'étoile (par ex. -0.29 pour la classe B0 ou +1.41 pour la classe M0. Ci-dessous une calculette de conversion IC/T. Les calculs sont basés sur les modèles reconnus Padova Tracks et BaSeL Library.

Indice de couleur (B-V) =

 

Log Température =

 

Température effective =

  K

 

Pourquoi n'y a-t-il pas d'étoiles vertes ?

Plus d'un observateur se sont étonnés qu'il n'y avait pas d'étoiles vertes dans le ciel... En réalité il existe des étoiles vertes, comme il existe des étoiles jaunes, rouges ou bleues.

Nous savons que la couleur d'une étoile correspond à sa température effective. Si une étoile est un peu plus chaude que le Soleil, disons 7000 K, de classe F, elle présentera un pic d'énergie en lumière verte. Mais en réalité elle ne sera pas fort différente du Soleil. En effet, les étoiles émettent sur un large spectre (le Soleil émet autant de rayonnement IR que visible). Une étoile verte rayonne l'essentiel de son rayonnement au centre du spectre visible mais déborde aussi largement de part et d'autre. En pratique toutes les couleurs (longueurs d'ondes) sont donc mélangées donnant à l'étoile une coloration plutôt blanche. Ce greffe sur ce phénomène, l'effet de la luminosité qui va éclaircir sa tonalité. Vous ne verrez donc pas d'étoile verte en les regardant au télescope.

Les classes de luminosité (système MK)

La classification de Harvard caractérise la température effective et quelques particularités spectrales des étoiles. Une classification plus précise doit tenir compte de leur luminosité comme le découvrit Henry N.Russell. En effet, en découvrant qu'il existe des étoiles géantes et des naines, Russell découvrit que leur luminosité dépendait de leur surface émissive. Autrement dit, pour une luminosité déterminée, les étoiles peuvent présenter différentes températures effectives et donc différentes couleurs. Inversement, deux étoiles de même classe spectrale peuvent présenter une luminosité différant d'un facteur 10000 ou supérieur. Cette différence de luminosité entre deux étoiles se distingue dans leur spectre par la largeur et l'intensité de leurs raies d'absorption.

Exemple de spectres d'absorption (en négatif) d'étoiles de type spectral B2 mais de trois classes de luminosité différentes (I, II, V). Document W.Morgan et al./Caltech.

C'est le but de différencier ces étoiles qu'en 1943 les astronomes William W. Morgan, Philip C. Keenan et Edith Kellman de l'Observatoire de Yerkes publièrent le catalogue de classification spectrale "An Atlas Of Stellar Spectra" connu sous le nom de "système MK", une référence universelle en cette matière.

Morgan et ses collègues ajoutèrent les classes de luminosité I à V en chiffres romains qui sont également subdivisées en sous-classes "a" ou "b" écrites en minuscules en fonction de la largeur des raies qui varie en fonction de la densité de l'atmosphère stellaire et permet de différencier les étoiles géantes des naines. Par la suite la classe "wd" (ou D) fut ajoutée spécifiquement pour les étoiles naines blanches ainsi que la classe Sd des sous-naines. Plus récemment la classe IaO fut proposée pour qualifier les hypergéantes.

Cette classification tient compte de la forme et de la nature des raies spectrales qui varie en fonction de la force de gravité à la surface de l'étoile concernée. L'accélération de la pesanteur à la surface d'une étoile géante est beaucoup faible que sur une étoile naine (g = GM/R2 sachant que le rayon d'une étoile géante est beaucoup plus grand que celui d'une étoile naine). Par conséquent, la pression des gaz et les densités sont très faibles dans les étoiles géantes comparées à ce que subissent les étoiles naines. Ces différences se manifestent également dans la forme et l'intensité des raies spectrales.

Grâce à ce classement, une étoile supergéante bleue par exemple, très lumineuse et très riche en hélium comme Rigel (β Orionis, 12000 K, ~79 R, 35-65000 L) de classe spectrale B8 et de luminosité I s'écrira B8 Ia. Une supergéante rouge comme Antarès (α Scorpii, 3200 K, 883 R, 55000 L) de classe spectrale M1.5 et de luminosité I s'écrira M1.5 Iab.

Plus de 80 % des étoiles évoluent sur la Séquence principale (voir page suivante); elles appartiennent à la classe de luminosité V, 1 % de la population stellaire est constituée d'étoiles géantes des classes I ou II telle Bételgeuse, une supergéante rouge de classe spectrale M2 Iab.

Du fait que pour une luminosité donnée, les étoiles peuvent présenter différentes températures effectives ou couleurs, les différentes classes de luminosité occupent ce qu'on appelle une branche plus ou moins horizontale dans le diagramme H-R. On y reviendra.

Composition chimique et métallicité

Enfin, il ne faut pas confondre les classes de luminosité stellaires avec les populations d'étoiles. Ces dernières caractérisent la distribution des étoiles en fonction de leur métallicité indépendamment de leur classe spectrale et indirectement leur degré d'évolution comme indiqué dans le tableau suivant.

Classes de luminosité des étoiles

selon W.Morgan, P.Keenan et E.Kellman

Populations d'étoiles

selon W.Baade

IaO, Ia+ =

Ia =

Iab =

Ib =

II =

III =

IV =

V =

VI =

wd =

Hypergéante

Supergéante très lumineuse

Supergéante brillantes

Supergéante peu lumineuse

Géante brillante

Géante

Sous-géante

Séquence principale, naines

Sous-naines

Naines blanches

- Population I extrême (riche en métaux)

- Vieille Population I

- Population du disque (intermédiaire entre I et II)

- Population II (pauvre en métaux)

- Population III (extrêmement pauvre en métaux)

La classe de luminosité détermine la luminosité des étoiles en fonction de leurs caractéristiques physiques tandis que les populations d'étoiles déterminent leur distribution en leur donnant un âge et une composition à peu près semblables.

La Population I rassemble les étoiles brillantes, jeunes, riches en éléments lourds (métallicité [Fe/H] = 1 à 3 %) à l'instar du Soleil (2 %). Elles sont localisées dans les bras spiraux et dans le noyau des galaxies. Elles sont associées aux nuages de gaz et de poussières où se forment les étoiles. La Population I forme les amas compacts d'étoiles qui sont visibles dans le plan de la Voie Lactée. Les éléments lourds ou "métaux" présents dans ces étoiles ont probablement été constitués lors de l'explosion des étoiles de Population I et III.

La Population II designe les étoiles lumineuses plus froides, vieilles, rouges et oranges, pauvres en éléments lourds (dans les étoiles très âgées le rapport [Fe/H] > -5 soit 100000 fois plus faible). Ces étoiles résident pour la plupart dans le halo qui entoure la Voie Lactée et les autres galaxies. La plupart sont regroupées dans les amas globulaires. Leur manque de métallicité s'explique par le fait qu'elles se sont formées à une époque très reculée, où ces éléments n'étaient pas très abondants ou n'existaient pas encore.

La Population III regroupe les étoiles géantes bleues hyperchaudes primordiales dont la masse dépasse largement 100 M. Ces étoiles ont existé à l'époque des protoétoiles et des premières galaxies et n'ont survécu qu'entre 10 et 100 millions d'années. Les plus massives (200-300 M) se sont effondrées en trou noir sans libérer la moindre parcelle de matière, les autres ont explosé en supernovae. Ces étoiles n'ont pas encore d'éléments lourds ni de poussières dans leur atmosphère. Elles n'émettaient donc pas de vent stellaire et ne présentaient aucune perte de masse. Faute de télescopes suffisamment puissants, les astronomes n'ont pas encore découvert.

A ne pas confondre avec les régions HI et HII du milieu interstellaire qui caractérisent l'état d'excitation de l'hydrogène (HI : milieu neutre mais détectable à 21 cm de longueur d'onde par exemple; HII : milieu ionisé par les étoiles proches où apparaissent les nébuleuses brillantes).

Voyons à présent comment s'organise tous ces paramètres dans le concept clé de l'évolution stellaire, le diagramme de Hertzsprung-Russell ou diagramme H-R.

Prochain chapitre

Le diagramme H-R

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