ÉTOILES
Étoiles particulières
Naines blanches
On connaît plusieurs centaines d'étoiles de faible luminosité, blanches ou bleues, dont le spectre diffère beaucoup de celui des étoiles de la séquence principale. On n'y trouve généralement que des raies de l'hydrogène et non les raies métalliques. Leur luminosité est de 100 à 100 000 fois inférieure à celle du Soleil, et leur diamètre est voisin de celui de la Terre. Leurs masses, voisines de celle du Soleil, conduisent à des densités considérables, de 108 à 1012 kg . m—3.
Ces caractéristiques sont expliquées en supposant que la matière des étoiles est à l'état « dégénéré », gaz compact d'électrons et de noyaux d'atomes serrés les uns contre les autres. Ce gaz peut alors avoir des densités considérables, et possède des propriétés spéciales, en particulier une conductivité thermique extrêmement élevée ; l'étoile est donc pratiquement isotherme. Il en résulte une absence de courants de convection, et un triage des éléments par la seule gravitation. On explique ainsi qu'à la surface de ces étoiles se trouve une couche d'hydrogène pratiquement pur, et donc que les raies métalliques soient absentes du spectre.
On pense que les naines blanches constituent le stade ultime de l'évolution des étoiles de la séquence principale.
Étoiles à enveloppes
Un des exemples le mieux connu est l'étoile P Cygni, nova ayant explosé en l'an 1600 et qui, après de nombreuses variations, se stabilisa vers 1677. Son spectre est celui d'une étoile A à raies d'émission. Ces raies sont normales, mais il existe également des raies d'absorption déplacées vers le violet. On en déduit que la matière absorbante se trouve dans une enveloppe en expansion, et on estime que l'étoile perd ainsi une masse de matière de l'ordre de 10—5 M⊙ par an.
Dans le cas des étoiles Wolf-Rayet, le spectre présente des raies d'émission très larges et très intenses. Ce sont généralement des composantes d'étoiles doubles et elles sont entourées d'enveloppes en expansion.
Les nébuleuses planétaires sont formées d'étoiles très chaudes entourées d'une enveloppe gazeuse très visible, plus ou moins régulière. Ces objets sont concentrés vers le centre galactique. Le spectre de l'enveloppe comprend un continuum et un spectre de raies parmi lesquelles dominent celles de l'hydrogène et de nombreuses raies interdites comme [O II], [O III], [Ne III], [S II], etc. Les dimensions des nébuleuses planétaires diffèrent suivant la longueur d'onde.
Étoiles magnétiques
En observant l'effet Zeeman sur des raies spectrales fines, il est possible d'étudier le champ magnétique des étoiles. Dans certaines étoiles, le champ peut atteindre plusieurs dizaines de milliers de gauss.
Le champ observé est souvent très variable, avec renversement des polarités, les variations étant régulières ou non. Dans le cas des étoiles Ap, on a détecté simultanément des variations dans le spectre, ainsi que des anomalies d'abondance, alors que l'éclat total reste constant.
L'intensité du champ magnétique déterminé pour une étoile n'a pas la même valeur suivant la raie utilisée ; cela prouve que les raies des divers éléments ne proviennent pas de la même région de l'étoile.
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Écrit par
- André BOISCHOT : astronome titulaire à l'Observatoire de la Côte d'Azur
- Jean-Pierre CHIÈZE : ingénieur au Commissariat à l'énergie atomique, docteur ès sciences
Classification
Pour citer cet article
André BOISCHOT et Jean-Pierre CHIÈZE. ÉTOILES [en ligne]. In Encyclopædia Universalis. Disponible sur : (consulté le )
Médias
Évolution des étoiles
Planeta Actimedia S.A.© Encyclopædia Universalis France pour la version française.
Reste de supernova N 63A
NASA/ ESA/ HEIC & The Hubble Heritage
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Encyclopædia Universalis France
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PREMIÈRE DÉTERMINATION DE LA DISTANCE D'UNE ÉTOILE
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Voir aussi
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