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Glossaire
- Amas stellaire : Un amas stellaire est un groupe d'étoiles
nées d'un même nuage moléculaire et qui sont encore
liées par la gravitation. Les étoiles qui composent un
amas ont donc même âge et même composition chimique.
On distingue deux types d'amas qui dépendent des conditions dans
lesquelles ils se sont formés :
- les amas ouverts : ce sont des groupes de quelques dizaines
à quelques milliers d'étoiles qui se forment dans les
nuages moléculaires du plan galactique. Leur structure est
lâche. Leur masse n'est pas assez importante pour que les étoiles
restent groupées plus de quelques millions à quelques
milliards d'années. Ce sont des objets typique du disque de
la Galaxie (composée d'étoiles de population I).
- les amas globulaires : ils sont composés de quelques
dizaines de milliers à quelques millions d'étoiles.
Ils ont une structure sphérique d'où leur nom. On n'observe
dans notre Galaxie que des amas globulaires très vieux qui
se sont formés en même temps que la Voie Lactée
il y a quelques 12 à 15 milliards d'années. Ils ont
une distribution sphérique dans la Galaxie. Ce sont des objets
typique du halo de la Galaxie (composée d'étoiles de
population II).
Amas ouvert des Pléiades |
Amas globulaire M92 |
- Binaire (étoile) : Une étoile binaire
(ou simplement binaire ou étoile double physique) est un système
de deux étoiles orbitant l'une autour de l'autre sous l'effet
de la gravité (comme la Terre tourne autour du Soleil). Une binaire
est dite :
- visuelle lorsque les deux étoiles qui la composent
sont observables séparément à travers un télescope.
- spectroscopique lorsque les raies d'au moins une des composantes
se décalent périodiquement dans le spectre à
cause des variations de vitesse radiale induites par son mouvement
orbital.
- photométrique (ou binaire à éclipse)
quand sa luminosité est variable à cause des éclipses
produites par le passage de l'une des composantes devant l'autre.
- astrométrique lorsque sa position est perturbée
de manière détectable par la présence d'un compagnon
trop peu lumineux pour être vu.
Le concept de binarité est subjectif : une binaire visuelle peut
être résolue par une gros instrument et pas par un plus petit.
De même la binarité spectroscopique ou photométrique
dépend de la précision des détecteurs.
Les étoiles binaires jouent un rôle primordiale dans notre
connaissance des étoiles. En particulier, le calcul des éléments
orbitaux (période, demi-grands axes, inclinaison...) des composantes
d'une binaire est le seul moyen direct de mesurer des masses d'étoiles
grâce aux lois de Kepler.
- Classe de luminosité : nombre compris entre I et VII
correspondant à un classement des étoiles en fonction
de leur luminosité. Les étoiles de classe I - supergéantes
- sont les plus brillantes. Puis viennent les géantes brillantes
et normales (II et III), les sous-géantes (IV), les naines ou
étoiles de la séquence principale (V), les sous-naines
(VI) et les naines blanches (VII).
- Constellation : Ensemble d'étoiles arbitrairement regroupées
par les Anciens dans une même région du ciel. Les étoiles
d'une constellation ne sont pas liées physiquement contrairement
aux amas stellaires.
- Corps noir : Un corps noir est un corps idéal en équilibre
qui réémet tout le rayonnement qu'il reçoit.
- Diagramme de Hertzsprung-Russell (ou diagramme HR) : Diagramme
ayant pour abscisse un indicateur de la température effective
des étoiles (indice de couleur B-V, type spectral...) et
pour ordonnée un indicateur de leur luminosité totale
(magnitude absolue bolométrique ou dans une certaine bande photométrique...).
Dans un diagramme HR, les étoiles se regroupent dans des zones
bien définies : séquence principale, séquence des
géantes, zone des supergéantes et séquence des
naines blanches qui correspondent à des stades d'évolution
différents d'étoiles de masse et de composition chimique
différentes.
Le diagramme HR et, en particulier, le diagramme HR des amas ouverts ou
globulaires, est un des outils fondamentaux de la compréhension
de l'évolution stellaire.
- Distance (d'une étoile) : La distance des étoiles
proches est connue grâce à la mesure de leurs parallaxes
trigonométrique. La distance d'étoiles plus lointaines,
qui ont une parallaxe trigonométrique non mesurable par les instruments
actuels, est mesurée par des méthodes indirectes. Le module
de distance m-M d'une étoile, obtenu par la différence
entre sa magnitude apparente m et sa magnitude absolue M, permet de
calculer sa distance. L'inverse de cette distance est alors appelé
parallaxe spectroscopique ou photométrique selon la manière
dont sa magnitude absolue a été calibrée (par son
type spectral ou un indice de couleur).
- Double (étoile) : système de deux étoiles
proches sur la sphère céleste. Une étoile double
visuelle peut être une binaire visuelle (deux étoiles gravitant
l'une autour de l'autre et donc liées physiquement) ou une étoile
double optique (étoiles fortuitement proches sur le ciel mais
qui sont en fait à des distances différentes).
- Géante (étoile) : étoile ayant épuisé
son hydrogène dans le coeur et brûlant de l'hydrogène
dans une couche entourant celui-ci. D'autres éléments
plus lourds que l'hydrogène peuvent également être
en train de fusionner dans le cur ou en couches. Une géante
a un rayon plusieurs dizaines ou plusieurs centaines de fois plus grand
que celui du Soleil (d'où leur nom). Une géante brille
donc intrinsèquement beaucoup plus qu'une naine de même
température. Sa durée de vie est par contre beaucoup plus
courte.
- Indice de couleur : différence de la magnitude d'une
étoile dans deux bandes différentes. Selon le système
photométrique utilisé, un indice de couleur permet d'avoir
des informations quantitatives sur les paramètres physiques d'une
étoile (température, métallicité, magnitude
absolue...).
- Luminosité (d'une étoile) : Puissance du rayonnement
électromagnétique émis par une étoile. La
luminosité bolométrique est la luminosité sur l'ensemble
du spectre électromagnétique. Sinon, la luminosité
est définie dans une certaine bande de longueur d'onde.
- Magnitude (d'une étoile) : Initialement, intensité
de la sensation visuelle produite par une étoile. Les étoiles
visibles ont ainsi été classées en 6 ordres de
grandeur par les astronomes anciens, de la première magnitude
pour les plus brillantes à la sixième pour les étoiles
tout juste visibles à l'oeil nu. À cette hiérarchie
s'est substitué un classement plus quantitatif coïncidant
avec la première définition. Si F est le flux d'une étoile
dans une bande de longueur d'onde donnée, la magnitude est définie
par m = 2,5 log(F) + m0, où m0 est une
constante. La magnitude absolue d'une étoile est la magnitude
qu'aurait l'étoile si elle était située à
10 parsecs de la Terre. La magnitude absolue permet ainsi de comparer
des étoiles ayant des distances différentes. La magnitude
absolue est égale à M = m - 5log(D) + 5 + A où
D est la distance de l'étoile en parsecs et A est l'absorption
interstellaire.
- Masse limite de Chandrasekhar : masse maximum d'une naine
blanche valant environ 1,4 fois la masse du Soleil. Au dessus de cette
masse, la pression des électrons dégénérés
n'est plus suffisante pour s'opposer à l'effondrement gravitationnel.
Un objet dégénéré de masse supérieure
à cette masse limite est donc condamné à devenir
une étoile à neutron ou un trou noir.
- Matière dégénérée : état
de la matière tellement dense que ses caractéristiques
sont déterminées par le principe d'exclusion de Pauli.
Ce principe stipule qu'un volume élémentaire ne peut contenir
plus de deux particules de même type. Cet état de la matière
joue un grand rôle dans les phases finales d'évolution
des étoiles. La pression des particules dégénérées
ne dépend pas de la température (comme dans un gaz parfait
par exemple) mais uniquement de la densité de matière.
La pression des électrons dégénérés
d'une naine blanche est suffisante pour s'opposer à la contraction
gravitationnelle d'objets de masse inférieure à la limite
de Chandrasekhar. De même, la pression des neutrons dégénérés
d'une étoile à neutrons est suffisante pour équilibrer
des objets jusqu'à 3 masses solaires.
- Mouvement propre : vitesse angulaire à laquelle une
étoile se déplace sur la sphère céleste.
Elle est fonction de la vitesse de l'étoile dans la Galaxie.
- Multiple (étoile) : Groupe de quelques étoiles
liées gravitationnellement. On parle de système double
(étoile binaire), triple, quadruple...
- Naine (étoile) : Étoile de la séquence
principale du diagramme de Hertzsprung-Russell c'est-à-dire une
étoile qui brûle de l'hydrogène dans son cur
Une étoile passe plus de 90% de sa "vie" sous forme de naine
avant de devenir une géante ou une supergéante.
- Naine blanche : Étape ultime de l'évolution
des étoiles de masse inférieure à 6 masses solaires
environ. Les électrons de la matière composant une naine
blanche sont dégénérés. Une naine blanche
est caractérisée par une masse inférieure la masse
limite de Chandrasekhar, un rayon de quelques milliers de kilomètres
seulement pour une densité de l'ordre de une tonne par centimètre
cube.
- Neutron : une des deux particules (avec le proton) composant
les noyaux des atomes. Les neutrons n'ont pas de charge électrique
et ont une masse voisine de celle du proton.
- Neutron (étoile à neutrons) : Stade ultime de
l'évolution d'étoiles de masse initiale comprise entre
8 et 25 masses solaires. Un tel objet est composé de neutrons
dégénérés dont la densité peut atteindre
un milliard de tonnes par centimètre cube. La masse d'une étoile
à neutrons est comprise entre 1,4 et 3 masses solaires. Au-delà,
la pression des neutrons dégénérés n'est
plus suffisante pour s'opposer à la contraction gravitationnelle
et l'objet finit en trou noir.
- Parallaxe trigonométrique (ou parallaxe annuelle) p
: angle sous lequel est vu le demi-grand axe de l'ellipse
apparente que semble effectuer une étoile à cause de son
mouvement réflexe dû à la rotation de la Terre autour
du Soleil.
- Parsec : Le parsec (pc) est défini comme la distance
à laquelle une étoile a une parallaxe trigonométrique
de 1 seconde de degré (1"). On a les équivalences suivantes
: 1 PC = 3.2615 al = 206 265 UA = 3.0857 1013 km. Notez que
1/206 265 = sin (1").
- Photon : Particule élémentaire (de la famille
des bosons) qui transmet l'interaction électromagnétique
c'est-à-dire la lumière. L'énergie transportée
par un photon est égale à hn,
ou hc/l où h est la constante
de Planck (h=6.626 10-34 J.s), c est la vitesse de la lumière
dans le vide (c=300.000 km/s), n
est la fréquence de l'onde électromagnétique et
l est sa longueur d'onde. Plus la
fréquence est grande (et donc plus la longueur d'onde est courte),
plus le photon est énergétique. Les photons les plus énergétiques
sont les photons g (l<10-12
m), puis viennent les rayons X (10-8<l<10-12
m), les ultraviolets UV (10-8<l<3,5.10-7
m), la lumière visible (3,5.10-7<l<8.10-7
m), les infrarouges (8.10-7<l<5.10-4
m) et les ondes radio (micro-ondes, ondes millimétriques, centimétriques,
décimétriques, ondes ultracourtes, courtes, moyennes,
et enfin grandes ondes).
- Photométrie : Ensemble des techniques utilisées
pour mesurer la luminosité des astres à différentes
longueurs d'onde.
- Photosphère : Zone mince de quelques dizaines de kilomètres
à la surface d'une étoile d'où provient la majorité
de son rayonnement électromagnétique visible, ultraviolet
proche et infrarouge proche.
- Population stellaire : ensemble d'étoiles ayant sensiblement
le même comportement cinématique et la même composition
chimique. Les étoiles de notre Galaxie, la Voie Lactée,
sont ainsi regroupées en deux grandes populations: le disque
et le halo. Les étoiles du halo, ou étoiles de populations
II, ont une distribution sphérique et sont presque aussi vieilles
que la Galaxie elle-même. Les étoiles du disque, ou étoiles
de populations I, sont plus jeunes.
- Spectre stellaire : Distribution de l'énergie d'une
étoile aux différentes longueurs d'onde. Un spectre se
caractérise par l'intensité du flux aux différentes
longueurs d'onde et par les caractéristiques de ses raies d'absorption
ou d'émission. Les spectres sont les outils fondamentaux de l'étude
de la physique des étoiles. Le spectre d'une étoile permet
de calculer sa température, sa composition chimique et sa gravité
de surface. Par effet Doppler, il est également possible de déterminer
sa vitesse radiale et sa vitesse de rotation projetée.
- Spectroscopie : Science de l'étude des spectres.
- Supernova : Explosion finale d'une étoile de masse
supérieure à 8 masses solaire (supernova de type II) ou
explosion finale d'un système binaire dans lequel une naine blanche
a accrété suffisamment de matière de son compagnon
pour atteindre une masse supérieure à la masse limite
de Chandrasekhar (supernova de type I). Au cours d'une supernova de
type II, l'étoile éjecte l'essentiel de sa masse dans
le milieu interstellaire, enrichissant celui-ci en éléments
lourds. Le résidus est une étoile à neutron ou
un trou noir.
- Trou noir : objet créant un champ gravitationnel
tellement intense qu'il crée une région à l'intérieur
de laquelle plus rien, même pas la lumière, ne peut s'échapper.
Un trou noir stellaire, de masse supérieure à 3 masses
solaires, est le stade ultime de l'évolution d'étoiles
de masse initiale supérieure à 25 masses solaires après
l'explosion d'une supernova
- Type spectral : Lettre donnée à une étoile
selon l'allure de son spectre et l'intensité de ses raies. Il
permet de classer les étoiles en température avec des
types les plus chauds aux plus froids : OBAFGKM (un moyen mnémotechnique
à été inventé par les anglo-saxons avec
la phrase : "Oh Be A Fine Girl Kiss Me!" qui peut aisément se
transformer en "oh Be A Fine Guy Kiss Me!" pour ne pas choquer les féministes
les plus virulentes ou même en "oh Be A Fine Gay Kiss Me!" pour
être politiquement correct en toutes circonstances). Chaque type
spectral peut être affiné en rajoutant un nombre compris
entre 0 et 10 (ainsi une étoile F3 est un peu plus chaude qu'une
F4 et une A9 plus qu'une F0). on adjoint souvent la classe de luminosité
au type spectral de manière à bien définir une
étoile. Le Soleil est ainsi une G2V c'est-à-dire une étoile
G2 de la séquence principale.
- Variable (étoile) : étoile dont la magnitude
varie au cours du temps. On distingue :
- les variables de type Algol qui sont en fait des binaires à
éclipse.
- les variables physiques qui peuvent être ou non périodiques
suivant la raison de leur variabilité.
- Vitesse radiale VR : vitesse d'une étoile
sur sa ligne de visée. Elle est mesurée par le déplacement
des raies dans le spectre de l'étoile par effet Doppler (décalage
vers le rouge lorsque l'étoile s'éloigne et vers le bleu
lorsqu'elle se rapproche). Le décalage Doppler (non relativiste)
Dl à une longueur d'onde l
est relié à la vitesse radiale VR par
la formule dl/l = VR/c
où c est la vitesse de la lumière.
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