Quelques étoiles curieuses

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Nous allons voir quelques types d'étoiles particuliers, soit par leur configuration, soit par leur type spectral en dehors de la classification habituelle :

Les étoiles multiples

Il arrive qu'en regardant bien une étoile, on s'aperçoit qu'il y en a deux ou plus. Il peut s'agir d'une simple illusion d'optique : deux étoiles très distantes mais alignées par rapport à la Terre.

 Parfois ces deux étoiles peuvent être réellement très proches l'une de l'autre : on dit dans ce cas qu'on a affaire à un système binaire. Dans un tel système, les deux étoiles en présence gravitent autour de leur centre de masse commun.

 Ces étoiles sont véritablement des soeurs jumelles, nées ensemble au sein du même nuage moléculaire. Elles peuvent évoluer ensemble ou non, selon leurs masses initiales.
Si l'une d'elles passe au stade de géante rouge, elle peut déborder de son lobe de Roche. La matière ainsi capturée par son compagnon va former un disque d'accrétion et accélérer l'évolution de cette dernière.

Il existe aussi des systèmes d'étoiles triples ou quadruples, mais plus le système contient d'étoiles, plus il est rare.

Plus de la moitié des étoiles que l'on voit dans le ciel sont des systèmes binaires ou plus.

 


Les étoiles variables

 Un certain nombre d'étoiles montrent une luminosité variable. Cette variation peut être relativement régulière avec une période comprise entre 1 jour et 1 an.

 Parmi ces étoiles, les Céphéïdes sont très importantes pour les astronomes, parce que leur période de pulsation est directement reliée à leur magnitude . Elles peuvent ainsi servir de jalons pour mesurer la distance à laquelle se trouve la galaxie qui les abrite.

 

 


Les étoiles géantes froides

Il existe des étoiles géantes qui sont très froides : leur température de surface ne dépasse pas 2500 K, voir 2000 K. Il s'agit d'étoiles au stade géante rouge dont le coeur de carbone est pratiquement mis à nu.
Leur enveloppe externe est arrachée par des vents stellaires très violents. Elles présentent de ce fait une couronne de gaz très importante, et subissent une forte perte de masse.
On les appelle étoiles carbonées, parce que leur couronne présente de nombreuses traces de carbone.

Ces étoiles étaient regroupées dans les classes spectrales R (2500 K) et N (2000 K). Cette classification a cependant tendance à tomber en désuétude, au profit des types C, lorsque leur spectre présente de nombreuses raies du carbone, ou S si c'est de l'oxyde de zirconium qui prédomine.

Sur le diagramme de Hertzprung-Russel, ces étoiles se situent à la même place que les variables de type Mira.

 


Les naines brunes

La théorie actuelle de la formation stellaire indique qu'une étoile ne peut démarrer des réactions de fusion qu'à la condition que sa masse soit au moins égale à 0,084 fois celle du Soleil.

Une étoile dont la masse est inférieure à environ 1/10ème de celle du Soleil va pouvoir initier ces réactions, mais celles-ci vont s'arrêter en quelques dizaines de millions d'années seulement.
Après ce stade, ces étoiles avortées vont continuer à rayonner grâce à la chaleur dégagée par une lente contraction gravitationnelle, essentiellement dans l'infra-rouge, leur température de surface étant typiquement de l'ordre de 1000 K.
Leur luminosité est bien sur très faible, de l'ordre de 1/100.000 ème de celle du Soleil, ce qui correspond à une magnitude absolue de 17.

On appelle ces étoiles des naines brunes. Elles sont évidemment difficiles à détecter, et on pensait voici peu qu'elles était rares.

De récentes observations ont au contraire montré qu'elles sont relativement abondantes, au moins au sein des nuages moléculaires où un télescope opérant dans l'infra-rouge parvient à les détecter.

Trapezium
Une vue du Trapèze en infra-rouge, dans la nébuleuse d'Orion.
Les points lumineux, à l'exception des étoiles principales jeunes, sont des naines brunes.

Celles-ci ressortent bien du nuage moléculaire relativement froid.

Source : NASA/HST

 

tailles comparées
Taille comparée du Soleil, de Jupiter (à gauche) et d'une naine brune typique.
De taille semblable à Jupiter, une naine brune a une masse 15 à 80 fois plus importante.

 


Références :
Mira Variables explained by a planetary companion interaction (P. Berlioz)
Research on Brown Dwarfs (University California)