Le blog de Moncef Slama

Le Soleil

Bien qu'il fallut attendre le XVIIe siècle pour que les astronomes s'en rendent finalement compte, le Soleil n'est pas un astre particulier de l'Univers, mais simplement une étoile comme les autres. La seule chose qui le distingue des autres étoiles est sa proximité à notre planète. Le Soleil est ainsi la seule étoile suffisamment proche de la Terre pour pouvoir être étudiée en détail, la seule dont nous puissions observer la surface et l'environnement proche avec précision. En plus de son intérêt propre, l'étude du Soleil constitue donc également un pas fondamental dans notre compréhension générale des étoiles.

Le Soleil est un corps relativement simple, une gigantesque boule de gaz de 1,4 millions de kilomètres de diamètre, soit 110 fois la taille de la Terre. Sa masse est de 2000 milliards de milliards de milliards de kilogrammes, soit 330 000 fois celle de la Terre. Environ 75 pour cent de cette masse est composée d'hydrogène, 25 pour cent d'hélium et le reste (0.1 pour cent) est constitué d'éléments plus lourds.

Structure interne

L'intérieur du Soleil étant inaccessible à l'observation, il faut recourir à des constructions théoriques pour décrire les phénomènes qui s'y produisent et déterminer sa structure interne. Ces études ont mis en évidence que l'intérieur du Soleil est divisé en trois zones : le noyau, la zone radiative et la zone convective. Le noyau est la partie dans laquelle l'énergie du Soleil est créée grâce à des réactions nucléaires. La température y est extrêmement élevée, environ 15 millions de kelvins. Cette région représente environ 25 pour cent du diamètre du Soleil et, du fait de sa grande densité, contient près de 60 pour cent de la masse totale de notre étoile.

Autour du noyau vient ensuite la zone radiative qui représente 55 pour cent du rayon du Soleil. Dans cette région, l'énergie créée dans le noyau est transportée vers l'extérieur par les photons. Ce mode de transport est très lent car les photons sont constamment absorbés puis réémis par toutes les particules présentes. On estime ainsi que le temps mis par un photon pour sortir du Soleil est de plusieurs centaines de milliers d'années, alors qu'il suffirait de quelques secondes s'il n'y avait pas d'obstacle en chemin.

Finalement, on arrive à la couche extérieure, la zone convective, qui représente 30 pour cent du diamètre solaire et où la température descend sous le million de kelvins. Dans cette couche, le transport d'énergie se fait par convection, c'est-à-dire par des mouvements d'ensemble de la matière présente. Le gaz chaud des profondeurs remonte ainsi vers la surface, libère de l'énergie en se refroidissant, puis replonge vers l'intérieur et ainsi de suite.

L'aspect granuleux

En continuant à nous éloigner vers l'extérieur, nous arrivons ensuite à ce que l'on peut considérer comme la surface du Soleil, bien qu'il ne s'agisse pas réellement d'une limite bien définie. Cette région de quelques centaines de kilomètres d'épaisseur est appelée la photosphère. La température n'y baisse que légèrement, de 6000 à 4000 kelvins, mais la densité y décroît très rapidement. Pour cette raison, toutes les couches de gaz situées au-delà sont très ténues donc transparentes. Ainsi, la photosphère est la dernière couche opaque et brillante et c'est elle que nous voyons lorsque nous regardons le Soleil. De plus, comme la chute de densité est très rapide, les contours de cette région sont bien définis, ce qui explique que le disque solaire possède un contour bien net plutôt que des limites floues.

La surface du Soleil est loin d'être uniforme. Les observations à haute résolution montrent en effet que la photosphère présente un aspect granuleux. A tout instant, des millions de grains sont visibles sur le disque solaire, avec une taille moyenne d'un millier de kilomètres. Des images successives montrent de plus que l'aspect de la surface varie très rapidement car chaque grain ne vit que quelques minutes.

Grâce à l'analyse spectrale, les astronomes ont montré que ces grains sont liés à la convection dans les couches proches de la surface. Le gaz chaud remonte des profondeurs et atteint la surface au centre des grains, puis se répand tout en se refroidissant, avant de replonger vers l'intérieur aux bords des grains. Ainsi, le gaz qui jaillit au centre des grains a une température supérieure de 300 kelvins à celui qui replonge aux bords, et c'est cette différence de température, donc de luminosité, qui donnent lieu à l'aspect granuleux du disque solaire. Remarquons que plus en profondeur se produisent d'autres mouvements de gaz à une plus grande échelle. Ces mouvements définissent d'énormes cellules pouvant atteindre 30 000 kilomètres de diamètre et possédant une durée de vie de l'ordre d'une journée.

Les taches solaires

D'autres phénomènes affectent la surface du Soleil, mais de façon plus transitoire. Les taches solaires sont l'exemple le plus connu puisque des astronomes chinois les observaient déjà il y a plus de mille ans. Il s'agit de petites régions sombres apparaissant sur la photosphère, dont le diamètre varie entre quelques milliers et une centaine de milliers de kilomètres, et qui durent entre quelques jours et plusieurs mois. On observe également des régions brillantes appelées les facules qui apparaissent un peu avant les taches et persistent plusieurs semaines après la disparition de celles-ci. L'observation continue du Soleil a montré que le nombre de taches n'est pas constant mais varie fortement d'une époque à l'autre. Il oscille entre zéro et une valeur maximale dans un cycle qui dure 11 ans. Le dernier maximum date de l'an 2000 et le prochain se produira en l'an 2011.

Les taches solaires sont des régions de la photosphère où la température est légèrement plus basse qu'en moyenne, environ 4000 kelvins au lieu de 6000. Elles émettent ainsi un peu moins de lumière que leur voisinage et apparaissent sombre par contraste. Leur analyse spectrale a révélé la présence d'un champ magnétique très intense. Celui-ci est très probablement la cause de la différence de température, bien que le mécanisme exact ne soit pas encore très clair. Plusieurs hypothèses ont ainsi été émises. En particulier, il se peut que le champ magnétique empêche les courants de gaz chaud ascendants d'atteindre la surface, mais il est également possible que d'intenses ondes magnétiques soient émises au niveau des taches, ce qui impliquerait une perte d'énergie, donc un refroidissement.

Le cycle solaire

Le cycle de 11 ans des taches solaires est lié à la présence d'un champ magnétique combinée à deux autres phénomènes : la rotation différentielle du Soleil et les mouvements de convection près de sa surface. Par rotation différentielle, il faut comprendre que notre étoile ne tourne pas sur elle-même en bloc comme un corps rigide. Au contraire, chaque zone de latitude donnée tourne à une vitesse différente des autres. Par exemple, près des pôles, un tour complet s'effectue en 35 jours, alors qu'il ne dure que 25 jours près de l'équateur solaire.

Pour expliquer comment le cycle de 11 ans est produit, faisons appel au concept de lignes de champ. Il s'agit de lignes imaginaires qui indiquent la direction du champ magnétique en tout point et sont très utiles comme moyen de représentation. En période de calme, lorsqu'il n'y a pas de tache visible, les lignes de champ relient simplement les deux pôles du Soleil l'un à l'autre, en suivant plus ou moins l'axe de celui-ci.

C'est alors la rotation différentielle qui commence à affecter les choses. A cause d'elle, en effet, les lignes de champ tournent plus vite à l'équateur qu'au pôle. Ceci les oblige à s'enrouler sur elles-mêmes et à se rapprocher les unes des autres. Après un grand nombre de rotations, les lignes de champ ressemblent finalement à des spirales fortement enroulées sur elles-mêmes et très concentrées dans les régions équatoriales, ce qui s'y traduit par un champ magnétique très intense.

Pendant ce temps, les mouvements convectifs près de la surface affectent eux-aussi les lignes de champ en les déformant et les tordant. Il est alors possible de temps à autre qu'une ligne de champ très tordue émerge de la zone convective et vienne former une boucle à l'extérieur du Soleil. C'est aux pieds de cette boucle, là où la ligne traverse la photosphère, qu'apparaissent alors deux taches solaires. C'est ainsi que naissent peu à peu les taches, couplées deux par deux, et que le Soleil se couvre de points sombres.

Finalement, au milieu du cycle, la multiplication des boucles provoque des interactions entre les différentes régions magnétiques, qui conduisent à une diminution générale de l'intensité et à une redistribution des lignes de champ entre différentes taches. Lorsque cette étape de recombinaison est terminée, les lignes de champ ont repris l'aspect de spirale fortement enroulée, mais dans le sens opposé au précédent. Il ne reste plus alors à la rotation différentielle qu'à dérouler les lignes pour qu'elles retrouvent leur aspect initial et que le Soleil revienne à une période calme sans taches solaires.

La chromosphère

Continuons notre voyage vers l'extérieur du Soleil, En quittant la photosphère, nous pénétrons dans une couche très ténue appelée la chromosphère. Cette couche a une épaisseur de quelques milliers de kilomètres et la température y remonte de 4000 à 10 000 kelvins. Du fait de sa très faible densité, un millionième de celle de la photosphère, cette couche est quasiment transparente et donc invisible en plein jour. Elle est néanmoins observable lors des éclipses de Soleil et apparaît alors comme un anneau rougeâtre très mince qui entoure le disque lunaire.

Un moyen relativement simple d'étudier la chromosphère sans attendre une éclipse est d'observer le Soleil dans une longueur d'onde particulière correspondant à une raie de l'hydrogène appelée H alpha. Dans cette longueur d'onde, les atomes d'hydrogène de la chromosphère absorbent la lumière de la photosphère et la réémettent vers l'extérieur. En observant ainsi le Soleil, la photosphère est donc invisible et seule la chromosphère apparaît.

Ce type d'observation a en particulier montré que la chromosphère est loin d'être uniforme. Sa frontière extérieure est surmontée d'une multitude de pics verticaux, appelés spicules, qui vivent en moyenne pendant une dizaine de minutes. Il s'agit de jets de gaz éjectés de la chromosphère à une vingtaine de kilomètres par seconde et qui pénètrent la région extérieure sur plusieurs milliers de kilomètres.

La couronne solaire

En continuant à nous éloigner du Soleil nous atteignons la frontière externe de la chromosphère, à quelques milliers de kilomètres de la surface. A ce moment, la température se met soudain à augmenter de manière vertigineuse pour atteindre très rapidement quelques centaines de milliers de kelvins : nous sommes entrés dans la couronne solaire. Cette région s'étend sur des millions de kilomètres et est très variable. Elle est encore moins dense que la précédente, de l'ordre d'un dix-milliardième de la densité de la photosphère. Sa température est extrême, atteignant au maximum quelques millions de kelvins.

L'un des phénomènes les plus spectaculaires au niveau de la couronne est la formation de protubérances. Il s'agit de gigantesques colonnes, constituées de gaz moins chaud mais plus dense que celui de la couronne, qui naissent près de la surface et peuvent s'étendre sur des centaines de milliers de kilomètres. Certaines, qualifiées de quiescentes, prennent une forme d'arche et peuvent subsister pendant plusieurs mois. D'autres, qualifiées d'éruptives, sont plutôt verticales et évoluent rapidement en quelques minutes. Les protubérances sont observables soit au-delà du disque solaire, sous forme de longues flammes brillantes, soit sur le disque, où elles apparaissent très sombres par contraste avec le fond brillant et on les appelle alors aussi des filaments.

La couronne est parfois agitée par des phénomènes encore plus violents appelés les éruptions solaires. En quelques minutes, de petites régions de la couronne interne voient leur température grimper jusqu'à cinq millions de kelvins et rester à ce niveau pendant près d'une heure. Pendant cette période, ces régions très localisées peuvent libérer une fraction significative de l'énergie qu'émet le Soleil tout entier. De plus, les éruptions sont très souvent accompagnées d'éjections de masse coronale. Des milliards de tonnes de matière sont alors projetés vers le milieu interplanétaire à des vitesses de plusieurs centaines de kilomètres par seconde.

D'autres détails sur les processus en jeu dans la couronne nous ont été apportés par des observations dans les rayons X. En effet, comme le gaz coronal se trouve à une température de plusieurs millions de kelvins, c'est dans ce domaine de longueur d'onde qu'il émet le plus de rayonnement. De telles observations ne peuvent évidemment se faire que depuis l'espace. Plusieurs instruments spatiaux ont donc été lancés pour les mener à bien, avec en particulier la station américaine Skylab au milieu des années 1970, le satellite SMM dans les années 1980 et la sonde européenne SOHO en 1995.

Les observations dans les rayons X ont montré que la répartition de gaz dans la couronne est très inhomogène. Elles ont en particulier identifié deux types particuliers de régions. D'abord les régions actives, des zones très brillantes dans les rayons X, qui sont soumises à un champ magnétique intense et sont probablement liées aux taches solaires de la photosphère. Ensuite, les trous coronaux, des régions peu lumineuses dans les rayons X, dans lesquelles densité et température du gaz sont plus faibles que la moyenne. C'est par ces trous coronaux que la plupart des particules énergétiques transitent avant de quitter le Soleil.

Le vent solaire

Comme la température est extrêmement élevée dans la couronne, la vitesse d'agitation des particules est si grande que celles-ci peuvent échapper à l'attraction du Soleil. Même en période de calme relatif, une grande quantité d'électrons, de protons et autres particules énergétiques - environ deux millions de tonnes de matière par seconde - s'échappe du Soleil et se perd dans le milieu interplanétaire. Au fur et à mesure que l'on s'éloigne de notre étoile, la couronne ressemble ainsi de moins en moins à une atmosphère et se métamorphose en un flux continu de particules appelé le vent solaire. Comme la densité et la pression du gaz décroissent avec la distance au Soleil, les particules gagnent petit à petit en vitesse, jusqu'à largement dépasser celle du son. Au niveau de la Terre, leur vitesse est de l'ordre de 500 kilomètres par seconde, avec une densité d'une dizaine de particules par centimètre cube.

Jusqu'au milieu du XVIIIe siècle, les étoiles autres que le Soleil ne présentaient guère d'intérêt pour les astronomes. En effet, au contraire des planètes qui se déplaçaient dans le ciel et dont quelques détails étaient visibles dans un télescope, les étoiles étaient parfaitement immobiles et restaient ponctuelles même dans les meilleurs instruments. Leur étude se limitait donc à des mesures de coordonnées et à l'établissement de catalogues. Il semblait à cette époque que ces objets resteraient pour toujours inaccessibles et hors du champ de la science.

Une première révolution fut accomplie en 1718 lorsque Edmond Halley - le découvreur de la comète - mit en évidence que les étoiles n'étaient pas fixes dans le ciel. L'astronome s'était appliqué à mesurer la position de nombreuses étoiles et à comparer ses résultats avec des observations plus anciennes après correction des effets du mouvement de la Terre. Il se rendit alors compte que certaines positions ne correspondaient pas, ce qui ne pouvait s'expliquer que si les étoiles concernées s'étaient déplacées entre temps. Le dogme de l'immuabilité des cieux perdait ainsi le peu de respectabilité qui lui restait. Les étoiles n'étaient pas fixées sur une immense sphère mais pouvaient librement se mouvoir les unes par rapport aux autres. Vu de la Terre, cela se traduisait par de légères modifications de leur position dans le ciel, de l'ordre d'une seconde d'arc par an pour les étoiles les plus proches.

L'étape suivante dans l'étude des étoiles consistait à déterminer la distance qui les séparait de la Terre. Se trouvaient-elles par exemple juste aux limites du système solaire ou 1000 fois plus loin ou peut-être un million de fois plus loin ? Il s'agissait là d'une question fondamentale puisque qu'elle portait de manière plus générale sur la taille de l'univers. Celui-ci était-il limité au système solaire ou s'étendait-il beaucoup plus loin ?

La méthode de la parallaxe

La première méthode que les astronomes développèrent pour mesurer la distance des étoiles reposait sur des mesures précises de position et sur le phénomène de parallaxe. Pour comprendre celui-ci, vous pouvez faire une expérience très simple. Placez-vous à quelques mètres d'un mur. Allongez votre bras droit, levez un doigt et observez sa position par rapport au mur. Déplacez maintenant votre tête alternativement vers la gauche et la droite sans bouger le bras. Si tout se passe bien, la position apparente de votre doigt par rapport au mur doit changer. C'est ce phénomène, un changement de position apparente d'un objet lointain dû en fait à un déplacement de l'observateur, que l'on appelle la parallaxe.

Les astronomes furent amenés très tôt à essayer d'utiliser la parallaxe pour mesurer la distance des étoiles. En effet, si nous remplaçons votre doigt par une étoile proche et le mur par un fond d'étoiles très éloignées, le même phénomène se produit. Du fait de la révolution de la Terre autour du Soleil, les observateurs terrestres sont en mouvement. Ainsi, la position apparente d'une étoile proche par rapport au fond constitué par les étoiles plus lointaines change légèrement. Si le petit déplacement angulaire est mesurable, on peut à partir de quelques connaissances géométriques calculer la distance à cette étoile.

La difficulté majeure pour cette technique réside dans le fait que même les étoiles les plus proches sont très distantes, et donc que leur parallaxe, c'est-à-dire l'angle défini par leur mouvement apparent, est extrêmement faible. C'est pourquoi il fallut attendre 1837 pour qu'une première mesure soit réalisée. Cette année là, l'astronome allemand Wilhelm Bessel détermina que l'étoile 61 Cygni présentait une parallaxe d'un tiers de seconde d'arc. Connaissant la valeur du rayon de l'orbite terrestre, 150 millions de kilomètres, il fut en mesure de calculer la distance à l'étoile, 100 000 milliards de kilomètres, soit 680 000 unités astronomiques ou 11 années-lumière. Avec cette valeur, les astronomes prenaient enfin la mesure de l'immensité des espaces interstellaires et de la taille négligeable du système solaire par rapport à l'univers.

L'échelle des distances

Pour mieux apprécier les distances mises en jeu, nous pouvons construire un petit modèle réduit du voisinage du Soleil. Pour fixer l'échelle, disons que 10 mètres correspondent à une unité astronomique. Le Soleil et la Terre sont alors représentés par deux billes, de diamètres respectifs 90 et 0,8 millimètres, séparées de 10 mètres. Mettons deux autres corps du système solaire en place : Jupiter à 52 mètres du Soleil et Pluton à 400 mètres.

C'est maintenant que nous plaçons les étoiles proches. L'étoile 61 Cygni doit se trouver à 6700 kilomètres du Soleil. Si notre modèle du système solaire est placé à Paris, cela revient à mettre 61 Cygni à Chicago. L'étoile la plus proche du Soleil, Proxima du Centaure, se place quant à elle à 2700 kilomètres de Paris, soit la distance de Moscou. Ainsi, même les étoiles les plus proches sont à des distances invraisemblables, des milliers de fois plus grandes que la distance à Pluton, qui est elle-même déjà énorme par rapport à nos standards habituels.

Remarquons encore que sur notre modèle, l'éloignement maximal jamais atteint par un être humain correspond à la distance Terre-Lune soit environ 26 millimètres. Les missions plus classiques, celle de la navette spatiale par exemple, ne se déroulent quant à elles qu'à quelques centièmes de millimètres de la surface de la bille représentant la Terre.

Mais revenons à la mesure des distances grâce à la parallaxe. La principale limitation à cette méthode est la présence de l'atmosphère terrestre. En effet, comme nous l'avons vu, la turbulence atmosphérique déforme les images du ciel et impose, quelles que soient la taille et la qualité des instruments d'observations utilisés, une limite à la précision avec laquelle on peut mesurer la position d'un objet astronomique. Cette limite est de l'ordre de quelques fractions de seconde d'arc. A cause d'elle, les mesures de distance par la méthode de la parallaxe ne donnent de bons résultats que jusqu'à une centaine d'années-lumière, ce qui limite sérieusement le nombre d'étoiles possibles.

La solution moderne pour remédier à ce problème est de placer un instrument d'observation au-delà de l'atmosphère terrestre. C'est ce qui fut réalisé avec le lancement en 1989 d'un satellite d'astrométrie baptisé Hipparcos. Débarrassé des problèmes de turbulence atmosphérique, celui fut en mesure de déterminer la position des étoiles à quelques millièmes de seconde d'arc près et d'observer ainsi des parallaxes jusqu'à 1500 années-lumières du Soleil. On peut citer comme illustration des possibilités d'Hipparcos le cas de l'étoile 70 Virginis. Les mesures faites à partir du sol donnaient des estimations très diverses, entre 29 et 102 années-lumière. Hipparcos observa cette étoile et détermina une valeur de 59 années-lumière, avec une précision de l'ordre de un pour cent, soit à une demi-année-lumière près.

La méthode du point de convergence

Mais il y a un siècle, les astronomes n'avaient pas de satellite à leur disposition et ils devaient donc trouver une deuxième méthode de mesure pour les distances supérieures à 100 années-lumière. Ils y parvinrent en mettant au point une nouvelle technique, appelée la méthode du point de convergence, qui s'appuyait sur des mesures du mouvement apparent de certaines étoiles.

Nous avons vu que les étoiles ne sont pas fixes mais se déplacent dans le ciel. Ces déplacements angulaires observables depuis la Terre ne correspondent qu'à une partie du mouvement réel des étoiles. Si par exemple une étoile se déplaçait dans la direction de la Terre, nous l'observerions fixe dans le ciel. Ainsi, le mouvement réel d'une étoile peut être décomposé en deux composantes : un mouvement tangentiel, accessible par des mesures de position comme celles de Halley, et un mouvement radial, correspondant au déplacement de l'étoile le long de notre ligne de visée et qui peut être évalué à l'aide de l'effet Doppler qu'il induit.

La méthode du point de convergence s'applique aux amas ouverts, des ensembles d'étoiles assez lâches d'une dizaine ou d'une centaine de membres, comme par exemple les Hyades ou les Pléiades. Les étoiles d'un tel amas sont fortement liées et se déplacent toutes dans la même direction. Mais en projection sur la voûte céleste, elles semblent converger vers un même point, de la même façon que les deux bords d'une route semblent converger à l'horizon. Des considérations géométriques permettent alors de déterminer la distance de l'amas si l'on connaît la position du point de convergence, ainsi que les vitesses tangentielles et radiales de toutes les étoiles. En utilisant cette méthode, les astronomes découvrirent par exemple que les Hyades se trouvaient à environ 150 années-lumière du Soleil. De façon plus générale, la technique permit d'obtenir des résultats fiables jusqu'environ 300 années-lumière.

La luminosité absolue des étoiles

Imaginez vous perdu en pleine nuit au milieu du désert. Un point lumineux apparaît soudain au loin. De quoi s'agit-il ? D'une lampe de poche à 100 mètres ou d'un puissant projecteur à 10 kilomètres ? En pleine nuit, sans aucun son ou autre information, il vous est impossible de déterminer la distance ou la nature de ce point lumineux.

Le problème est le même pour les corps célestes. Une étoile peu lumineuse mais proche de la Terre peut dépasser en éclat une étoile très lumineuse mais lointaine. Il faut donc bien distinguer deux concepts : la luminosité apparente, qui mesure l'éclat d'une étoile mesuré depuis la Terre, et la luminosité intrinsèque ou absolue, qui mesure la véritable quantité de lumière émise par l'étoile. La première quantité dépend fortement de la distance de l'astre et n'apporte donc pas directement d'information sur la nature de celui-ci. Au contraire, la deuxième quantité ne dépend que de l'objet lui-même. Elle peut nous renseigner sur la nature du corps considéré et c'est elle qu'il faut chercher à déterminer.

Pour l'astronome, la difficulté réside dans le fait que depuis la Terre nous n'avons accès qu'aux luminosités apparentes des étoiles. Existe-t-il alors un moyen d'obtenir des valeurs absolues qui nous renseigneraient sur la nature des étoiles ? C'est ici qu'interviennent les méthodes de mesure des distances que nous avons vues précédemment. Les physiciens savent depuis longtemps que l'intensité d'un rayonnement suit une loi bien déterminée : elle décroît comme l'inverse du carré de la distance parcourue par la lumière. Cela signifie que si nous mesurons l'éclat apparent d'une ampoule à une certaine distance, puis que nous doublons cette distance, la deuxième mesure donnera un résultat quatre fois plus faible que la première. Connaissant cette loi, il est très simple d'établir le lien qui existe entre la luminosité absolue, la distance et l'éclat apparent d'une étoile. De cette façon, si deux des paramètres peuvent être mesurés, le troisième pourra être calculé facilement. Donc, si l'on peut déterminer la distance à une étoile, il suffit de mesurer son éclat apparent et d'appliquer une relation mathématique pour accéder à sa luminosité absolue.

Des observations de ce type commencèrent dès que les données sur les distances furent disponibles. Elles mirent en évidence un énorme éventail dans les luminosités possibles. Du côté des étoiles les plus faibles apparurent des astres dont la luminosité n'était que d'un dix millième de celle du Soleil. De l'autre côté, l'on découvrit de véritables monstres qui émettaient un million de fois plus d'énergie que notre étoile. La gamme des luminosités se révélait énorme, avec un facteur de 10 milliards entre les luminosités minimale et maximale possibles.

La température des étoiles

Il est possible de déterminer facilement la température d'une étoile grâce à l'analyse spectrale. Il suffit de trouver la longueur d'onde à laquelle l'intensité lumineuse de l'étoile est maximale et d'appliquer la loi de Wien qui relie cette longueur d'onde à la température. Notons quand même qu'une précaution s'impose. La température ainsi calculée est celle qui règne dans les couches superficielles de l'étoile, puisque c'est de là que provient le rayonnement que nous pouvons analyser. La température à l'intérieur de l'étoile n'est quant à elle pas directement mesurable. Il n'est possible de l'estimer qu'à l'aide de modèles théoriques.

Les observations spectroscopiques ont montré que l'éventail des températures de surface est bien plus réduit que celui des luminosités. Les étoiles les plus froides sont rouges et ont une température de l'ordre de 3000 kelvins. Les plus chaudes sont bleues et atteignent 50 000 kelvins. Le rapport des températures maximale et minimale n'est donc que légèrement supérieur à 10.

L'état des différents gaz à la surface de l'étoile est fortement dépendant de la température qui y règne. Ainsi les spectres de deux étoiles de températures différentes présentent des caractéristiques qui permettent de les distinguer facilement. Cette propriété a amené les astronomes de la fin du siècle dernier à classer les étoiles en différentes catégories, suivant l'aspect de leur spectre. Ces groupes, appelés types spectraux, sont désignés par les lettres suivantes : O, B, A, F, G, K et M. Les types O et B correspondent à des températures de surface supérieures à 10 000 kelvins et leurs spectres sont dominés par les raies de l'hélium. Le type A, un peu en dessous de 10 000 kelvins, présente des raies de l'hydrogène. Les types F, G et K, avec des températures entre 3500 et 7500 kelvins exhibent des raies du calcium. Enfin, le type M, à moins de 3500 kelvins, offre des spectres dominés par des bandes, c'est-à-dire des raies très larges dues à quelques molécules, en particulier l'oxyde de titane.

Le diagramme de Hertzsprung-Russell

Avec les deux propriétés que nous avons étudiées, la luminosité absolue et la température de surface, les astronomes tenaient l'une des clefs de la compréhension des étoiles. Au début du siècle, le Danois Ejnar Hertzsprung et l'Américain Henry Russell découvrirent indépendamment qu'il existait une corrélation très forte entre la luminosité absolue et la température de surface des étoiles. Ils utilisèrent les données disponibles à l'époque et eurent la bonne idée de tracer un diagramme indiquant les deux propriétés.

Hertzsprung et Russell se rendirent alors compte que la grande majorité des étoiles se plaçaient sur une grande diagonale, appelée la séquence principale, qui allait des étoiles froides et peu lumineuses aux étoiles chaudes et très lumineuses. En plus de cette bande, trois autres regroupements apparaissaient. Deux groupes se trouvaient au-dessus de la séquence principale, à des luminosités plus fortes, le groupe des géantes rouges et celui des supergéantes rouges. Le troisième groupe était placé sous la séquence principale, à des luminosités plus faibles, celui des naines blanches. Nous expliquerons plus tard l'origine de ces quatre catégories et verrons qu'elles correspondent en fait à des étapes bien définies de la vie des étoiles.

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.

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. 

Toutes ces données sur les étoiles, luminosité, température, taille, masse, c'était la tâche des astrophysiciens de les assembler dans un ensemble cohérent, une théorie de la structure des étoiles et de leur évolution.

Les premiers pas furent accomplis au tout début du siècle, par l'Allemand Karl Schwarzschild et le Britannique Arthur Eddington. Le premier décida d'étudier le comportement d'une boule de gaz en lui appliquant les lois de la physique connues à l'époque. Ce faisant, il arriva à la première description mathématique d'une étoile et put établir les propriétés de base de la structure stellaire. Un peu plus tard, Eddington compléta ce travail en considérant des processus négligés par Schwarzschild. Il réussit en particulier à montrer théoriquement qu'il devait exister une relation entre la masse et la luminosité d'une étoile de la séquence principale, ce qui fut clairement vérifié plus tard par les observations comme nous l'avons vu précédemment.

Ces modèles ne pouvaient guère entrer plus dans les détails car il manquait à l'époque une information essentielle, la nature de la source d'énergie des étoiles. En effet, pour ne pas s'effondrer sous leur propre poids et continuer à briller, les étoiles avaient besoin d'une grande quantité d'énergie. Mais d'où venait-elle ? Ce problème intriguait depuis longtemps les astronomes, en particulier depuis que des études géologiques avaient montré que la Terre et le Soleil étaient âgés d'au minimum plusieurs centaines de millions d'années. Cela impliquait que la source d'énergie en question devait être suffisamment durable pour avoir permis à notre étoile de briller aussi longtemps.

La première hypothèse fut une origine chimique. Peut-être le Soleil brûlait-il simplement comme un tas de bois ? Mais les calculs montrèrent que cela était impossible. Même en considérant d'excellents combustibles, les estimations théoriques de la durée de vie du Soleil n'arrivaient qu'à quelques milliers ou dizaines de millier d'années, beaucoup moins que ce qui était requis.

A la fin du XIXe siècle, une autre possibilité fut avancée par le Britannique Lord Kelvin et l'Allemand Herman von Helmholtz. Les deux physiciens pensaient que le Soleil se contractait peu à peu au cours du temps et convertissait son énergie gravitationnelle en chaleur. En fait, cette solution n'était pas non plus la bonne. La durée de vie calculée à partir de la contraction Kelvin-Helmholtz n'était que de l'ordre de quelques dizaines de millions d'années, donc toujours trop courte.

La source d'énergie du Soleil resta un mystère jusqu'au début des années 1930, lorsque sa nature fut enfin dévoilée : il s'agissait de réactions nucléaires se déroulant à l'intérieur des noyaux de notre étoile.

Les réactions nucléaires

La matière est formée d'entités microscopiques appelées atomes. Ceux-ci sont eux-mêmes constitués de particules encore plus petites, les électrons, les protons et les neutrons. Les électrons sont responsables des interactions de type chimique et leurs mouvements incessants donnent naissance à une sorte de nuage électronique qui définit la taille des atomes, de l'ordre du dix-milliardième de mètre. Au centre de l'atome se trouve le noyau, un ensemble qui regroupe des particules appelées protons et neutrons. Le noyau est très compact, environ 100 000 fois plus petit que l'atome lui-même. Il n'a pas d'influence directe sur les propriétés chimiques de l'atome, mais c'est lui qui intervient lors des réactions nucléaires.

Du fait des très hautes températures qui règnent au centre du Soleil, toutes les particules sont très agitées. Les atomes ne peuvent pas exister sous leur forme normale car les électrons et les noyaux refusent de s'associer. La matière est alors ionisée, c'est-à-dire formée d'électrons et de noyaux libres, et les collisions entre particules sont très nombreuses. Lors d'une de ces collisions, deux noyaux peuvent parfois se coller l'une à l'autre et fusionner pour donner naissance à un nouveau noyau : c'est une réaction nucléaire.

Dans le Soleil, constitué essentiellement d'hydrogène, la plupart des réactions mettent en jeu de simples protons. Nous décrirons plus loin les réactions exactes qui se déroulent, mais retenons pour l'instant que le résultat global est la transformation de quatre protons en un noyau d'hélium, constitué de deux neutrons et de deux protons. La propriété remarquable de cette réaction réside dans le fait que la masse d'un noyau d'hélium est légèrement inférieure à la somme des masses de quatre protons. La réaction nucléaire de fusion s'accompagne donc d'une perte de masse.

Or, au début de ce siècle, le physicien allemand Albert Einstein montra par sa théorie de la relativité que masse et énergie étaient deux grandeurs équivalentes. C'est la fameuse relation, E=mc2, qui énonce que l'énergie est égale au produit de la masse par le carré de la vitesse de la lumière. Au centre du Soleil, la perte de masse qui accompagne la transformation de quatre protons en un noyau d'hélium correspond à une libération d'énergie. C'est ainsi en transformant une fraction de sa masse que notre Soleil trouve les ressources qui lui sont nécessaires. Cette méthode est beaucoup plus efficace que les réactions chimiques ou la contraction Kelvin-Helmholtz. Elle permet à une étoile comme la nôtre de briller pendant 10 milliards d'années.

Deux types de réactions

La transformation d'hydrogène en hélium peut se faire de deux manières différentes. La première, proposée par l'astronome américain Charles Critchfield, s'appelle la chaîne proton-proton. Tout commence avec deux protons qui fusionnent pour former du deutérium, c'est-à-dire un noyau formé d'un proton et d'un neutron. Le deutérium va ensuite rencontrer un troisième proton et engendrer un noyau d'hélium-3, formé de deux protons et d'un neutron. A partir de ce moment, la chaîne proton-proton peut suivre deux chemins différents. Dans le cas le plus fréquent, deux noyaux d'hélium-3 se rencontrent et produisent un noyau d'hélium-4 formé de deux protons et deux neutrons, tout en libérant les deux protons en trop. Plus rarement, un noyau d'hélium-3 et un d'hélium-4 fusionnent pour donner du bérillium-7. Celui-ci subit alors quelques transmutations pour finalement se désintégrer en deux noyaux d'hélium-4. Dans les deux cas, la chaîne proton-proton aboutit à un noyau d'hélium à partir de quatre protons.

L'autre manière de convertir de l'hydrogène en hélium s'appelle le cycle du carbone. Elle fut découverte indépendamment par l'Américain Hans Bethe et l'Allemand Carl von Weizsäcker en 1938. Le cycle commence avec la collision d'un proton avec un noyau de carbone-12, ce qui n'est évidemment possible que s'il y a déjà du carbone présent dans l'étoile. Un noyau d'azote-13 est créé, qui va rapidement se transmuter en carbone-13. Celui-ci fusionne avec un deuxième proton pour donner de l'azote-14, puis un troisième pour engendrer de l'oxygène-15. Ce nouveau noyau se transmute alors en azote-15. Lors de la rencontre avec un quatrième proton, le noyau se désintègre finalement en produisant de l'hélium-4 et un noyau de carbone-12 identique à celui qui a initié le cycle. Ainsi le carbone est reconstitué à la fin du cycle, mais quatre protons ont entre temps été regroupés en un noyau d'hélium. Le résultat est le même que pour la chaîne proton-proton, le carbone n'étant ici que pour faciliter les différentes réactions et pouvant être considéré comme un catalyseur.

La proportion d'énergie revenant à chacun de ces processus dépend de la température au centre de l'étoile, donc de sa masse. Les étoiles dont la masse est inférieure à deux fois celle du Soleil ont une température interne relativement basse. Leur production d'énergie est par conséquent contrôlée par la chaîne proton-proton. Les étoiles plus massives sont beaucoup plus chaudes, ce qui rend le cycle du carbone très efficace. Celui-ci fournit alors presque la totalité de l'énergie de l'étoile.

La séquence principale

Nous avons vu qu'en traçant le diagramme qui porte leur nom, les astronomes Hertzsprung et Russell mirent en évidence une longue diagonale sur laquelle se trouvaient la majorité des étoiles, la séquence principale. Les études théoriques ont montré que les étoiles de cette séquence sont celles qui utilisent la fusion de l'hydrogène en hélium comme source d'énergie. Le fait que cette phase de la vie d'une étoile soit la plus stable et la plus longue explique que la majorité des étoiles observables se trouvent sur la séquence principale.

La durée de vie d'une étoile sur la séquence principale dépend de deux facteurs : la quantité d'hydrogène disponible en son centre et la vitesse à laquelle elle brûle ce combustible. La première quantité est proportionnelle à la masse de l'étoile. Si vous multipliez celle-ci par deux, vous obtenez deux fois plus de combustible au centre. Le deuxième paramètre est lié à l'énergie produite en un temps donné par l'étoile, donc à sa luminosité. Or, nous avons vu que la luminosité n'est par simplement proportionnelle à la masse, mais augmente beaucoup plus vite que cela. Par exemple, si vous multipliez par deux la masse d'une étoile, sa luminosité est multipliée par un facteur 10.

Ces considérations ont d'importantes conséquences en ce qui concerne la durée de vie stellaire. Une étoile de deux masses solaires brûle son hydrogène 10 fois plus vite que le Soleil, mais ne possède un stock de combustible que deux fois plus grand. Sa durée de vie sur la séquence principale est donc cinq fois plus courte. Ainsi, les étoiles ont des durées de vie très diverses. Alors que le Soleil peut espérer une vie tranquille de 10 milliards d'années, les étoiles les plus massives n'ont à leur disposition que quelques millions d'années. Les étoiles les moins massives ont quant à elles plus de 100 milliards d'années à vivre. Il y a donc presque un facteur 10 000 entre l'espérance de vie la plus longue et la plus courte.

La séquence principale comme outil : l'âge des amas stellaires

Nous avons vu comment les astronomes avaient réussi à déterminer de nombreuses propriétés des étoiles comme la luminosité ou la masse. L'un des paramètres qu'il n'est pas possible de déterminer directement est l'âge d'une étoile. Il existe néanmoins un cas dans lequel cela est réalisable : celui des étoiles d'un amas. Ceci est possible car tous les membres d'un amas sont nés en même temps et ont donc le même âge.

Pour comprendre comment cette propriété peut se révéler très utile, considérons quelques exemples. Commençons par un amas très jeune de quelques millions d'années. Les phases de formation stellaire étant relativement courtes, toutes les étoiles de l'amas ont rejoint la séquence principale. Étant donné que même les astres les plus massifs restent sur celle-ci pendant une dizaine de millions d'années, toutes les étoiles de l'amas en font encore partie. La séquence principale d'un amas jeune est donc complète et comprend des étoiles aussi bien bleues que rouges.

Passons à un amas de quelques dizaines de millions d'années. Dans ce cas, les étoiles les plus massives ont déjà quitté la séquence principale. Celle-ci va donc apparaître tronquée de sa partie bleue, alors que quelques géantes rouges font leur apparition. Dans un amas d'un milliard d'années, toutes les étoiles de masse supérieure à deux fois celle de Soleil ont quitté la séquence principale. Le diagramme de Hertzsprung-Russell la montre amputée de sa partie supérieure, alors qu'apparaissent de nombreuses géantes rouges, ainsi que des naines blanches. Finalement, un amas de 10 milliards d'années présente de très nombreuses géantes rouges, une séquence principale limitée à des étoiles rougeâtres peu massives, ainsi qu'un grand nombre de naines blanches.

La physionomie du diagramme de Hertzsprung-Russell d'un amas est donc très dépendante de l'âge de ce dernier. Il suffit en fait de déterminer quelles sont les étoiles les plus massives ou les plus chaudes encore présentes dans la séquence principale, pour obtenir une estimation précise de l'âge de l'amas et de ses constituants.

La séquence principale est le stade pendant lequel une étoile tire son énergie de la fusion de l'hydrogène en hélium. Les réserves de carburant ne sont cependant pas illimitées et, à mesure que le temps passe, la concentration en hydrogène au centre de l'étoile baisse alors que celle en hélium augmente.

Une conséquence importante de ce changement est la légère augmentation de la luminosité de l'étoile tout au long de sa vie sur la séquence principale. En effet, puisque la fusion de l'hydrogène transforme quatre protons en un seul noyau d'hélium, le nombre de particules au centre de l'étoile baisse. Or, moins de particules signifie une pression plus faible. Pour résister au poids des couches externes, le noyau doit donc trouver un moyen de rétablir une pression suffisante.

La solution qui s'offre à lui est de légèrement se contracter, ce qui fait augmenter la pression interne et l'étoile peut retrouver sa stabilité. Mais du fait de la contraction, les couches d'hydrogène proches du noyau qui n'étaient pas suffisamment chaudes pour entretenir des réactions nucléaires le deviennent finalement. Et peu à peu la quantité d'hydrogène en fusion croit, ce qui se traduit par une lente augmentation de la luminosité de l'étoile.

Après une longue phase sur la séquence principale, un moment arrive finalement où la concentration en protons est si faible au centre de l'étoile qu'il n'y a plus assez de particules pour entretenir les réactions nucléaires : la combustion de l'hydrogène s'arrête. L'étoile connaît alors une situation de crise. Sans énergie disponible, les forces de pressions internes chutent, la gravité se retrouve sans obstacle, l'équilibre de l'étoile est rompu et l'intérieur de l'étoile commence à se contracter.

L'apparition d'une enveloppe géante

Cette contraction donne heureusement naissance à deux nouvelles sources

L'étoile se retrouve ainsi pourvue de deux sources d'énergie très puissantes. A cause de ce nouvel apport d'énergie - et pour des raisons qui ne sont toujours pas très bien comprises - les couches de gaz entourant le noyau sont expulsées vers l'extérieur. L'enveloppe de l'étoile commence à se dilater et l'astre devient bientôt une étoile géante. En gagnant en volume, l'enveloppe perd en densité et en température. Cela se traduit par un changement de couleur de son rayonnement vers le rouge. L'étoile quitte la séquence principale pour entrer dans un autre groupe du diagramme de Hertzsprung-Russell, celui des géantes rouges. Un jour, d'ici environ cinq milliards d'années, le Soleil connaîtra lui-même ce destin. Il se transformera en une géante rouge qui englobera successivement les orbites de Mercure, de Vénus et de la Terre. Cet événement marquera probablement la fin de la vie sur notre planète.

La fusion de l'hélium

Alors que l'enveloppe continue à se dilater, le noyau, constitué majoritairement d'hélium, continue à se contracter. Sa masse augmente grâce à l'hélium provenant de la coquille d'hydrogène en fusion. Arrive un moment où la température et la densité sont suffisantes pour que les noyaux d'hélium soient eux aussi en mesure de participer à des réactions nucléaires. A 100 millions de kelvins, les conditions sont réunies pour que les réactions de fusion de l'hélium se déclenchent et fournissent une nouvelle source d'énergie à l'étoile.

La réaction de transformation de l'hélium est connue sous le nom de processus triple alpha. Elle commence avec la rencontre de deux noyaux d'hélium qui fusionnent pour produire un noyau de bérillium-8. Ce composé est très instable. La réaction ne peut continuer que si un troisième noyau d'hélium entre en collision avec lui de façon pratiquement instantanée, ce qui n'est possible que dans les conditions extrêmes qui règnent au centre d'une géante rouge. Le résultat de la collision entre le béryllium et l'hélium est un noyau stable de carbone-12. D'autres réactions peuvent ensuite se produire. Le carbone-12 peut par exemple rencontrer de l'hélium pour donner de l'oxygène-16. C'est ainsi qu'apparaissent quelques autres éléments comme le néon-20 ou le magnésium-24.

Mais l'hélium, tout comme l'hydrogène, est présent en quantité limitée. Sa combustion doit donc finalement s'arrêter, faute de carburant. Les événements qui se déroulent alors seront décrits plus tard. Notons pour l'instant que la durée de la phase géante rouge est inférieure à celle de la vie sur la séquence principale. Pour une étoile comme le Soleil, la combustion de l'hydrogène dure environ 10 milliards d'années, alors que celle de l'hélium ne permet que deux milliards d'années supplémentaires.

Les étoiles de la séquence principale sont des objets très stables. La force de gravitation, qui tend à contracter l'astre, est exactement compensée par les forces de pression interne, qui tendent à le dilater. C'est au moment où l'étoile devient une géante rouge que parfois l'équilibre est rompu. Commence alors une phase d'instabilité qui se traduit par de fortes variations de la luminosité de l'étoile.

La rupture de l'équilibre est provoquée par un phénomène complexe qui met en jeu des variations de transparence des couches d'hélium près de la surface de l'étoile. A partir de là, l'astre se met à connaître une succession de dilatations et de contractions contrôlées par les forces qui assuraient auparavant l'équilibre. Lorsque la force de pression l'emporte, le volume de l'astre augmente. Mais la gravité freine le mouvement et finit par provoquer la contraction. Le volume de l'étoile passe alors sous sa valeur moyenne, jusqu'à ce que la pression interne s'oppose à la contraction et réussit à provoquer une nouvelle dilatation.

Ce ne sont pas les changements de taille qui provoquent les variations de luminosité, mais ceux de la température. Lorsque le volume de l'étoile est plus faible qu'en moyenne, sa température est légèrement plus forte et la luminosité maximale. Dans le cas contraire, la température est légèrement plus basse qu'en moyenne et la luminosité minimale. L'éclat de l'étoile change donc de façon périodique, d'où le nom d'étoile variable.

Les types d'étoiles variables

Les deux principaux types de variables pulsantes sont les céphéides et les étoiles RR Lyrae. Ces astres jouent un rôle central en astrophysique et nous les rencontrerons à plusieurs reprises. Les céphéides sont des étoiles massives qui sont encore jeunes lorsqu'elles atteignent le stade de géante rouge. Leur luminosité varie avec une période comprise entre un jour et plusieurs semaines. La propriété remarquable des céphéides est l'existence d'une relation entre leur luminosité moyenne et la période de leurs oscillations. Par exemple, leur luminosité moyenne est de 1000 fois celle du Soleil pour une période de quelques jours et de 10 000 fois cette valeur pour une période de plusieurs semaines. C'est cette relation qui fait des céphéides l'un des outils de base de l'astrophysique.

Les étoiles RR Lyrae sont quant à elles des étoiles peu massives et vieilles. Leur période d'oscillation est inférieure à un jour. Contrairement aux céphéides, elles ont toutes la même luminosité moyenne, environ 100 fois celle du Soleil.

Remarquons pour finir qu'il existe d'autres types d'étoiles variables où les fluctuations de luminosité ne sont pas dues à des pulsations. Il s'agit alors de systèmes binaires dans lesquels deux étoiles tournent l'une autour de l'autre. Si par hasard la Terre se trouve dans le plan de l'orbite mutuelle, chaque étoile va au cours de la révolution passer devant l'autre et cacher une partie de sa surface. Pour l'observateur terrestre, ceci se traduit par une diminution de la luminosité totale du couple. Ainsi l'éclat total fluctue au cours du temps et l'on parle également d'étoile variable. Dans ce cas assez rare, l'étude des variations de luminosité peut se révéler très utile et fournir des informations sur les deux étoiles comme la taille de leur orbite, leur dimension ou leur masse.