La
masse des étoiles
Les étoiles
binaires
Pour espérer
atteindre une compréhension de la nature et de l’évolution des étoiles, les
astronomes devaient essayer de déterminer un important paramètre : leur
masse. Celle-ci est 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, c’est-à-dire des couples d’étoiles
liées par leur attraction gravitationnelle mutuelle et en orbite l’une autour
de l’autre.
Il existe dans le
système solaire une loi, appelée la troisième loi de Kepler, qui relie la taille et la période de chaque
orbite planétaire et qui fait intervenir la masse du Soleil. Cette loi peut se
généraliser à tous les corps en orbite, en particuliers aux membres d’un
système binaire. Au lieu de la masse du Soleil, c’est la masse totale du couple
qui compte. Ainsi, s’il était possible de mesurer par l’observation la période
et la taille d’un système binaire, il suffirait d’appliquer cette loi pour
pouvoir calculer la masse totale du couple.
Les astronomes
des siècles passés devaient donc trouver dans le ciel des étoiles binaires
et mesurer leur période et leur orbite. Ceci était malheureusement très
difficile en pratique. Le mouvement apparent des étoiles est extrêmement
lent, les périodes peuvent atteindre la centaine d’années et plusieurs
générations d’astronomes pouvaient se révéler nécessaires pour une étude
complète. Une fois l’orbite apparente mesurée, il fallait encore en déduire
l’orbite réelle. Là encore des difficultés apparaissaient car les orbites
sont la plupart du temps inclinées par rapport à notre ligne de visée, ce qui
fausse les estimations de dimension.
Lorsque les
observations se passaient bien, la méthode basée sur la loi de Képler
pouvait fournir la masse totale du couple stellaire. Pour déterminer la masse
de chaque étoile, pas seulement celle du couple, l’astronome devait encore
étudier plus en détail le mouvement relatif des deux membres. Ceci lui
permettait de déterminer la proportion de chaque étoile dans le total du couple
et finalement d’obtenir la masse de chaque corps.
Observations de
l’étoile double Zéta d’Hercule (dont la période est d’environ 34 ans) entre
1826 et 1873. A l’époque, la patience était véritablement une vertu. Crédit : Camille
Flammarion, Les Etoiles Doubles, Wikisource
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 masse est
assez étendu, depuis moins d’un dixième de la masse solaire jusqu’à plusieurs
dizaines de fois celle-ci. Les autres groupes ont une gamme plus limitée. Les supergéantes sont très massives, avec des
valeurs de l’ordre de 20 masses solaires, alors que les naines blanches ont 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 absolue et la température de
surface.
Cette relation
entre masse et luminosité est assez naturelle. Plus une étoile est massive,
plus le poids de ses couches externes est grand. La pression au centre de
l’astre, 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.
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