Encyclopédie: étoiles
Publié le 27/10/2011
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Terme général désignant l'ensemble des astres visibles de la voûte céleste. En astronomie, on parle plus fréquemment d'étoiles fixes. L'étoile la plus proche de la Terre est le Soleil. La luminosité des étoiles est le résultat d'une réaction nucléaire interne qui dégage des températures de surface pouvant aller de 2000 à 100 000°C (la température du noyau solaire est évaluée à 20 000 000°C, sa température de surface est de 6000°C). L'âge des étoiles varie entre 4 et 14 milliards d'années ; leur nombre dépasse sûrement 100 milliards et 4000 d'entre elles sont visibles à l'oeil nu. Leur distance à la Terre est mesurée en années-lumière. La plupart des étoiles se compose d'hydrogène, d'hélium et d'éléments chimiques lourds. Les propriétés physiques des étoiles (masse, luminosité, rayon, température, densité, vitesse de rotation) sont très variées. Les récents travaux de Catherine Cesarsky ont permis de photographier les étoiles naissantes.
«
LES ÉTOILES
Parmi les astres de l'Univers, nous avons dé crit de façon détaillée ceux qui sont les plus rapprochés et que l'homme peut observer et dé crire très aisément, soit au moyen d'observa tions visuell e s, soit au moyen de téle scopes ou d'observati ons photographiques : ces astres sont le Soleil et tous les composants du système so laire.
L'unité de distance astronomique u.a.
(dis tance terre-soleil), adaptée à l'évaluation des dist ances, de ces astres à la terre, ne convient plus pour repérer les distances des étoiles.
L'ét oile la plus proche : Proxima du Centaure est en effet située à une distance de l'ordre de 270 000 u.a.
Une unité plus commode pour mesurer de telles distances est la distance parcourue par la lumière en une année, ou années-lumi ère.
Proxima du Centaure est à 4,3 années-lumière.
Une autre unité couram ment utilisée en Astronomi e est le Parsee (pe) qui représente la distance d'une étoile telle que cette étoile voi e le· rayon moyen R de l'orbite terrestre (R = 1 u .a .) sous un angle d 'une seconde.
Puisque un angle de 1 radian vaut 206 265 secondes, le parsec correspond donc à 206 265 u.a.
ou encore à 3,087.10lll km soit 3,26 années-lumière (la lumière ayant une vitesse de 300 000 km/s).
Ainsi Proxima du Cen taure est à environ 1,3 parsec.
Les méthodes qui permettent de contrôler les distances des planètes (méthodes basées sur des visées et des calculs trigonométriques) ne peu vent donner des résultats que pour les étoiles les plus proches qui, apparemment, se déplacent par suite du mouvement de la terre autour du soleil.
Pour les étoiles plus éloignées, on fait appel à des méthodes indirectes que nous pré ciserons.
Mais l'astrophysique n'a pas pour seul objet de mesurer des distances .
Elle est concernée aus si et de façon essentielle par la physique des étoiles dont les multiples spécialités font appel aux techniques les plus diverses.
Ainsi nous envisagerons successivement les problèmes suivants
Les mouvements des étoiles .
Les distances des étoiles.
Le flux lumineux reçu des étoiles.
La couleur, les spectres d'absorption et d'émission des étoiles.
Les différentes clas-
ses de spectres correspondent à des tempé ratures différentes et à des compositions chimiques différentes des atmosphères des étoiles.
La masse, le rayon et la densité des étoi
les.
Or si on étudie simultanément la température et la luminosité des étoiles, celles-ci ne se répar tissent pas au hasard.
A partir de cette réparti tion on peut retrouver en partie l'évolution au cours des âges des étoiles et des amas d'étoiles, la structure de notre galaxie.
LES MOUVEMENTS DES ETOILES
LES DISTANCES STELLAIRES
Il nous faut distinguer le mouvement appa rent des étoiles dû au mouvement de la terre sur son orbite, du mouvement réel des étoiles.
Le mouvement apparent
'·.
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