| CARTES VIRTUELLES |
ENVOYER UNE CARTE VIRTUELLE
PRESENTATIONS DE NOTRE UNIVERS
La nébuleuse planétaire Helix observée par le
télescope spatial Hubble. Crédit :
NASA/NOAO/ESA/M. Meixner/T.A. Rector
télescope spatial Hubble. Crédit :
NASA/NOAO/ESA/M. Meixner/T.A. Rector
La nébuleuse planétaire IC 418. L'étoile au centre s'est transformée en
nébuleuse planétaire il y a quelques milliers d'années. Le diamètre de
la nébuleuse atteint maintenant 0,2 années-lumière. Crédit :
NASA/STScI
nébuleuse planétaire il y a quelques milliers d'années. Le diamètre de
la nébuleuse atteint maintenant 0,2 années-lumière. Crédit :
NASA/STScI
Les nébuleuses planétaires
Commençons notre étude de la mort
stellaire par le cas des étoiles peu
massives. Les phénomènes qui se
déroulent après la combustion de
l'hélium rappellent ceux que nous avons
décrits précédemment. Au centre de
l'étoile, les réactions nucléaires
transforment peu à peu l'hélium et le
remplacent par de l'oxygène, du carbone
et quelques autres éléments. Mais arrive
un moment où la quantité d'hélium n'est
plus suffisante pour entretenir les
réactions nucléaires. Celles-ci s'éteignent
et privent ainsi l'étoile de sa source
d'énergie. Le noyau va par conséquent se
contracter afin d'utiliser son énergie
gravitationnelle comme nouvelle source.
Ceci provoque la compression de la
partie interne de l'enveloppe, riche en
hélium, qui va atteindre les conditions
nécessaires au déclenchement de la
fusion. Une nouvelle coquille en
combustion apparaît, cette fois formée
d'hélium.
L'étoile voit sa structure devenir plus
complexe. Au centre, on trouve un noyau
de carbone et d'oxygène éteint, entouré
d'une coquille d'hélium en fusion,
elle-même à l'intérieur d'une couche
d'hydrogène en combustion. Le tout est
enfoui dans une énorme enveloppe
d'hydrogène qui n'est pas affectée par les
réactions nucléaires car trop froide. Cette
enveloppe va continuer à se dilater sous
l'effet du flux d'énergie en provenance de
la coquille d'hélium.
Cette phase de la vie de l'étoile va se
révéler très agitée. Des instabilités
apparaissent dans la coquille d'hélium et
provoquent des pulsations de l'étoile. A
chacune de ces oscillations, une partie
de l'enveloppe se détache et est éjectée
au loin. L'étoile va ainsi perdre peu à peu
une quantité de matière impressionnante,
dans certains cas une très grande
fraction de sa masse totale.
Les éjections successives laissent le
noyau pratiquement nu. Puisque ce
dernier est très chaud, il émet des
photons ultraviolets très énergétiques, qui
vont ioniser le gaz de l'enveloppe
détachée. Celui-ci réémet l'énergie reçue
sous forme de photons de longueurs
d'onde plus longues, en particulier dans
le domaine visible. L'ensemble de l'étoile
se met ainsi à briller et apparaît comme
un noyau brillant entouré d'une énorme
enveloppe lumineuse. Cette phase va
durer environ 50 000 ans, jusqu'à ce que
le gaz se disperse et devienne finalement
trop ténu pour être visible.
L'éjection se faisant de manière
symétrique autour de l'étoile, l'astre
apparaît sphérique et peut être confondu
avec une planète dans un petit instrument
d'observation. C'est la raison pour
laquelle les astronomes d'autrefois ont
donné à cette phase le nom de
nébuleuse planétaire. Depuis ces
premières observations, plus d'un millier
de ces objets ont été observés, mais leur
nombre total dans notre Galaxie est
estimé à plusieurs dizaines de milliers.
© Texte Olivier Esslinger 2003-2006
Commençons notre étude de la mort
stellaire par le cas des étoiles peu
massives. Les phénomènes qui se
déroulent après la combustion de
l'hélium rappellent ceux que nous avons
décrits précédemment. Au centre de
l'étoile, les réactions nucléaires
transforment peu à peu l'hélium et le
remplacent par de l'oxygène, du carbone
et quelques autres éléments. Mais arrive
un moment où la quantité d'hélium n'est
plus suffisante pour entretenir les
réactions nucléaires. Celles-ci s'éteignent
et privent ainsi l'étoile de sa source
d'énergie. Le noyau va par conséquent se
contracter afin d'utiliser son énergie
gravitationnelle comme nouvelle source.
Ceci provoque la compression de la
partie interne de l'enveloppe, riche en
hélium, qui va atteindre les conditions
nécessaires au déclenchement de la
fusion. Une nouvelle coquille en
combustion apparaît, cette fois formée
d'hélium.
L'étoile voit sa structure devenir plus
complexe. Au centre, on trouve un noyau
de carbone et d'oxygène éteint, entouré
d'une coquille d'hélium en fusion,
elle-même à l'intérieur d'une couche
d'hydrogène en combustion. Le tout est
enfoui dans une énorme enveloppe
d'hydrogène qui n'est pas affectée par les
réactions nucléaires car trop froide. Cette
enveloppe va continuer à se dilater sous
l'effet du flux d'énergie en provenance de
la coquille d'hélium.
Cette phase de la vie de l'étoile va se
révéler très agitée. Des instabilités
apparaissent dans la coquille d'hélium et
provoquent des pulsations de l'étoile. A
chacune de ces oscillations, une partie
de l'enveloppe se détache et est éjectée
au loin. L'étoile va ainsi perdre peu à peu
une quantité de matière impressionnante,
dans certains cas une très grande
fraction de sa masse totale.
Les éjections successives laissent le
noyau pratiquement nu. Puisque ce
dernier est très chaud, il émet des
photons ultraviolets très énergétiques, qui
vont ioniser le gaz de l'enveloppe
détachée. Celui-ci réémet l'énergie reçue
sous forme de photons de longueurs
d'onde plus longues, en particulier dans
le domaine visible. L'ensemble de l'étoile
se met ainsi à briller et apparaît comme
un noyau brillant entouré d'une énorme
enveloppe lumineuse. Cette phase va
durer environ 50 000 ans, jusqu'à ce que
le gaz se disperse et devienne finalement
trop ténu pour être visible.
L'éjection se faisant de manière
symétrique autour de l'étoile, l'astre
apparaît sphérique et peut être confondu
avec une planète dans un petit instrument
d'observation. C'est la raison pour
laquelle les astronomes d'autrefois ont
donné à cette phase le nom de
nébuleuse planétaire. Depuis ces
premières observations, plus d'un millier
de ces objets ont été observés, mais leur
nombre total dans notre Galaxie est
estimé à plusieurs dizaines de milliers.
© Texte Olivier Esslinger 2003-2006
La nébuleuse planétaire NGC 6543, observée en 2004 par le
télescope spatial, qui présente au moins 11 coquilles concentriques
de matière éjectée. Crédit : NASA/ESA/HEIC/STScI/AURA
télescope spatial, qui présente au moins 11 coquilles concentriques
de matière éjectée. Crédit : NASA/ESA/HEIC/STScI/AURA
La radioastronomie
La lumière visible est un domaine privilégié pour
l'homme mais elle ne représente qu'une infime
fraction du spectre électromagnétique. Les autres
domaines de longueur d'onde peuvent aussi nous
fournir une incroyable quantité d'information sur
l'Univers. Évidemment, pour être en mesure
d'analyser cette information, il faut d'abord construire
des instruments capables de détecter les
rayonnements en question, ce qui explique que
l'astronomie non visible ne s'est développée qu'au
milieu du siècle dernier.
Le premier domaine de longueurs d'onde non
visibles à être exploité fut celui des ondes radio.
Quelques observations furent accomplies par des
pionniers dans les années 1930, mais ce n'est
qu'après la seconde guerre mondiale que la
radioastronomie se développa véritablement.
Depuis, elle est devenue l'un des piliers de
l'astronomie moderne. En particulier, elle a permit de
découvrir certains des objets les plus intéressants
de l'Univers, comme les pulsars, les radiogalaxies
ou les quasars. Elle a également ouvert la voie à
l'étude des différents types de nuages d'hydrogène
qui parsèment le milieu interstellaire et où les
étoiles naissent.
Par rapport aux autres lumières, les ondes radio se
distinguent par leurs grandes longueurs d'onde.
Pour cette raison, il est nécessaire de recourir à de
grandes antennes appelées des radiotélescopes.
Parmi les exemples les plus connus, on peut citer le
radiotélescope d'Effelsberg en Allemagne, une
énorme antenne parabolique de 100 mètres de
diamètre, ou bien le radiotélescope fixe d'Arecibo à
Porto Rico, qui a été construit en tapissant de
plaques d'aluminium une cavité naturelle de 300
mètres de diamètre.
L'un des problèmes majeurs de la radioastronomie
est la résolution angulaire très décevante, même
avec des télescopes de plusieurs centaines de
mètres de diamètre. La solution la plus simple
consisterait à augmenter encore la taille des
instruments, mais il n'est évidemment guère
envisageable de construire des radiotélescopes
d'un kilomètre de diamètre ou plus. Les
radioastronomes ont surmonté ce problème en
construisant des interféromètres, c'est-à-dire des
réseaux de plusieurs radiotélescopes séparés les
uns des autres. Si l'on combine les signaux de
différentes antennes observant simultanément le
même objet, il est possible d'obtenir de nombreuses
informations sur l'objet et même de reconstruire une
image de celui-ci. La résolution angulaire de cette
image est alors déterminée par la taille totale du
réseau et non celle d'un seul télescope, d'où la
possibilité de voir des détails très fins.
L'un des réseaux les plus célèbres est le VLA, au
Nouveau-Mexique, un ensemble de 27 antennes
mobiles qui se répartissent sur une région de 20
kilomètres. Le VLBA est quant à lui un réseau de 10
antennes de 25 mètres réparties sur tout le territoire
des États-Unis. Avec cet instrument, la distance
maximale entre deux antennes est de 8000
kilomètres, ce qui permet d'obtenir une résolution
angulaire 1000 fois meilleure que les télescope
visibles terrestres. Enfin, les meilleurs résultats sont
obtenus lorsque des radiotélescopes répartis sur
plusieurs continents travaillent ensemble. Cette
méthode appelée VLBI a été testée pour la première
fois en 1967 et a permis d'atteindre des résolutions
angulaires 10 000 fois supérieures à celles des
télescopes visibles terrestres, un record toutes
longueurs d'onde confondues.
© Texte Olivier Esslinger 2003-2006
La lumière visible est un domaine privilégié pour
l'homme mais elle ne représente qu'une infime
fraction du spectre électromagnétique. Les autres
domaines de longueur d'onde peuvent aussi nous
fournir une incroyable quantité d'information sur
l'Univers. Évidemment, pour être en mesure
d'analyser cette information, il faut d'abord construire
des instruments capables de détecter les
rayonnements en question, ce qui explique que
l'astronomie non visible ne s'est développée qu'au
milieu du siècle dernier.
Le premier domaine de longueurs d'onde non
visibles à être exploité fut celui des ondes radio.
Quelques observations furent accomplies par des
pionniers dans les années 1930, mais ce n'est
qu'après la seconde guerre mondiale que la
radioastronomie se développa véritablement.
Depuis, elle est devenue l'un des piliers de
l'astronomie moderne. En particulier, elle a permit de
découvrir certains des objets les plus intéressants
de l'Univers, comme les pulsars, les radiogalaxies
ou les quasars. Elle a également ouvert la voie à
l'étude des différents types de nuages d'hydrogène
qui parsèment le milieu interstellaire et où les
étoiles naissent.
Par rapport aux autres lumières, les ondes radio se
distinguent par leurs grandes longueurs d'onde.
Pour cette raison, il est nécessaire de recourir à de
grandes antennes appelées des radiotélescopes.
Parmi les exemples les plus connus, on peut citer le
radiotélescope d'Effelsberg en Allemagne, une
énorme antenne parabolique de 100 mètres de
diamètre, ou bien le radiotélescope fixe d'Arecibo à
Porto Rico, qui a été construit en tapissant de
plaques d'aluminium une cavité naturelle de 300
mètres de diamètre.
L'un des problèmes majeurs de la radioastronomie
est la résolution angulaire très décevante, même
avec des télescopes de plusieurs centaines de
mètres de diamètre. La solution la plus simple
consisterait à augmenter encore la taille des
instruments, mais il n'est évidemment guère
envisageable de construire des radiotélescopes
d'un kilomètre de diamètre ou plus. Les
radioastronomes ont surmonté ce problème en
construisant des interféromètres, c'est-à-dire des
réseaux de plusieurs radiotélescopes séparés les
uns des autres. Si l'on combine les signaux de
différentes antennes observant simultanément le
même objet, il est possible d'obtenir de nombreuses
informations sur l'objet et même de reconstruire une
image de celui-ci. La résolution angulaire de cette
image est alors déterminée par la taille totale du
réseau et non celle d'un seul télescope, d'où la
possibilité de voir des détails très fins.
L'un des réseaux les plus célèbres est le VLA, au
Nouveau-Mexique, un ensemble de 27 antennes
mobiles qui se répartissent sur une région de 20
kilomètres. Le VLBA est quant à lui un réseau de 10
antennes de 25 mètres réparties sur tout le territoire
des États-Unis. Avec cet instrument, la distance
maximale entre deux antennes est de 8000
kilomètres, ce qui permet d'obtenir une résolution
angulaire 1000 fois meilleure que les télescope
visibles terrestres. Enfin, les meilleurs résultats sont
obtenus lorsque des radiotélescopes répartis sur
plusieurs continents travaillent ensemble. Cette
méthode appelée VLBI a été testée pour la première
fois en 1967 et a permis d'atteindre des résolutions
angulaires 10 000 fois supérieures à celles des
télescopes visibles terrestres, un record toutes
longueurs d'onde confondues.
© Texte Olivier Esslinger 2003-2006
La nébuleuse de la tête de cheval, située à 1400 années-lumière. La
nébuleuse rougeâtre est une région HII de gaz ionisé appelée IC 434.
La zone sombre est un nuage de poussière appelée Barnard 33.
Crédit : ESO/VLT
nébuleuse rougeâtre est une région HII de gaz ionisé appelée IC 434.
La zone sombre est un nuage de poussière appelée Barnard 33.
Crédit : ESO/VLT
Le gaz interstellaire
Si les poussières ont un effet plus visible que le gaz, c'est ce dernier
qui constitue 99 pour cent de la masse du milieu interstellaire. Suivant
la température et la densité, le gaz, essentiellement de l'hydrogène, se
trouve sous forme d'atomes, d'ions ou de molécules.
Hydrogène atomique
Les régions de température et de densité moyennes sont formées
d'hydrogène atomique. Sous cette forme, le gaz n'émet pas de
rayonnement visible, ce qui complique son étude. Il a donc fallut
attendre l'avènement de la radioastronomie pour pouvoir observer ces
régions et déterminer leurs propriétés. En effet, l'atome d'hydrogène
présente une émission dans le domaine radio à une longueur d'onde
de 21 centimètres. Ce rayonnement, lié à une interaction d'origine
quantique entre le proton et l'électron qui forment un atome
d'hydrogène, a été détecté pour la première fois en 1951. Il a depuis
lors permis d'étudier de nombreuses propriétés des régions
d'hydrogène atomique comme leur distribution, leur température, leur
densité, ainsi que leur mouvement.
Deux types différents de régions remplies d'hydrogène atomique ont
été mis en évidence. D'abord des nuages froids à environ 100 kelvins,
appelés régions HI. Ces nuages ont chacun une cinquantaine de
masses solaires et une densité de l'ordre de plusieurs atomes par
centimètre cube. En guise de comparaison, la densité de l'air que
nous respirons est d'un milliard de milliards de molécules par
centimètre cube. Le deuxième type est un milieu plus chaud à
quelques milliers de kelvins mais moins dense, avec moins d'un
atome par centimètre cube. C'est dans ce milieu que baignent les
régions HI.
© Texte Olivier Esslinger 2003-2006
Si les poussières ont un effet plus visible que le gaz, c'est ce dernier
qui constitue 99 pour cent de la masse du milieu interstellaire. Suivant
la température et la densité, le gaz, essentiellement de l'hydrogène, se
trouve sous forme d'atomes, d'ions ou de molécules.
Hydrogène atomique
Les régions de température et de densité moyennes sont formées
d'hydrogène atomique. Sous cette forme, le gaz n'émet pas de
rayonnement visible, ce qui complique son étude. Il a donc fallut
attendre l'avènement de la radioastronomie pour pouvoir observer ces
régions et déterminer leurs propriétés. En effet, l'atome d'hydrogène
présente une émission dans le domaine radio à une longueur d'onde
de 21 centimètres. Ce rayonnement, lié à une interaction d'origine
quantique entre le proton et l'électron qui forment un atome
d'hydrogène, a été détecté pour la première fois en 1951. Il a depuis
lors permis d'étudier de nombreuses propriétés des régions
d'hydrogène atomique comme leur distribution, leur température, leur
densité, ainsi que leur mouvement.
Deux types différents de régions remplies d'hydrogène atomique ont
été mis en évidence. D'abord des nuages froids à environ 100 kelvins,
appelés régions HI. Ces nuages ont chacun une cinquantaine de
masses solaires et une densité de l'ordre de plusieurs atomes par
centimètre cube. En guise de comparaison, la densité de l'air que
nous respirons est d'un milliard de milliards de molécules par
centimètre cube. Le deuxième type est un milieu plus chaud à
quelques milliers de kelvins mais moins dense, avec moins d'un
atome par centimètre cube. C'est dans ce milieu que baignent les
régions HI.
© Texte Olivier Esslinger 2003-2006
L'analyse spectrale
En étudiant le spectre de la lumière provenant d'un
corps céleste, les astronomes sont capables
d'apprendre une énorme quantité de choses sur ce
corps. En effet, le spectre d'un objet peut être
considéré comme une sorte de carte d'identité : en
l'analysant avec soin, on peut déterminer de
nombreux paramètres de l'objet, comme sa
température, sa composition chimique ou sa
vitesse.
Spectre et température
Commençons avec le paramètre le plus important,
la température. Imaginons par exemple le cas d'un
métal qui s'échauffe. Au début, lorsque le métal est
à quelques centaines de degrés, rien n'est visible à
l'oeil nu. Néanmoins, il est possible de sentir la
chaleur du métal en plaçant la main à proximité.
Cette sensation traduit le fait que le métal rayonne
une lumière infrarouge qui échauffe la main mais
n'est pas visible. Lorsque la température continue à
augmenter, le métal se met petit à petit à briller et à
devenir incandescent. Sa couleur change également
peu à peu, passant du rouge à l'orange puis au
jaune. La lumière qui provient d'un corps dépend
donc de sa température. A quelques centaines de
degrés, le métal émet dans l'infrarouge, à 3000
degrés, il rayonne surtout dans le rouge et à 6000
degrés dans le jaune.
L'étude du spectre d'un objet nous permet, comme
pour le métal, de déterminer sa température. Ainsi,
comme la surface du Soleil nous apparaît jaune,
nous pouvons dire que sa température est de l'ordre
de 6000 degrés. La relation entre température et
longueur d'onde d'émission maximale a été établie
en 1893 par Wilhelm Wien. Elle ne s'applique pas à
tous les corps, mais uniquement à une classe
d'objets théoriques et parfaits appelés les corps
noirs. Heureusement pour nous, il se trouve que les
étoiles ont un comportement très semblable à celui
des corps noirs. L'étude de leur spectre nous
permet donc de déterminer leur température.
© Texte Olivier Esslinger 2003-2006
En étudiant le spectre de la lumière provenant d'un
corps céleste, les astronomes sont capables
d'apprendre une énorme quantité de choses sur ce
corps. En effet, le spectre d'un objet peut être
considéré comme une sorte de carte d'identité : en
l'analysant avec soin, on peut déterminer de
nombreux paramètres de l'objet, comme sa
température, sa composition chimique ou sa
vitesse.
Spectre et température
Commençons avec le paramètre le plus important,
la température. Imaginons par exemple le cas d'un
métal qui s'échauffe. Au début, lorsque le métal est
à quelques centaines de degrés, rien n'est visible à
l'oeil nu. Néanmoins, il est possible de sentir la
chaleur du métal en plaçant la main à proximité.
Cette sensation traduit le fait que le métal rayonne
une lumière infrarouge qui échauffe la main mais
n'est pas visible. Lorsque la température continue à
augmenter, le métal se met petit à petit à briller et à
devenir incandescent. Sa couleur change également
peu à peu, passant du rouge à l'orange puis au
jaune. La lumière qui provient d'un corps dépend
donc de sa température. A quelques centaines de
degrés, le métal émet dans l'infrarouge, à 3000
degrés, il rayonne surtout dans le rouge et à 6000
degrés dans le jaune.
L'étude du spectre d'un objet nous permet, comme
pour le métal, de déterminer sa température. Ainsi,
comme la surface du Soleil nous apparaît jaune,
nous pouvons dire que sa température est de l'ordre
de 6000 degrés. La relation entre température et
longueur d'onde d'émission maximale a été établie
en 1893 par Wilhelm Wien. Elle ne s'applique pas à
tous les corps, mais uniquement à une classe
d'objets théoriques et parfaits appelés les corps
noirs. Heureusement pour nous, il se trouve que les
étoiles ont un comportement très semblable à celui
des corps noirs. L'étude de leur spectre nous
permet donc de déterminer leur température.
© Texte Olivier Esslinger 2003-2006
Luminosité et température des étoiles
La luminosité absolue des étoiles
Imaginez vous perdu en pleine nuit au
milieu du désert. Un point lumineux
apparaît soudain au loin. De quoi s'agit-il
? D'une lampe de poche à 100 mètres ou
d'un puissant projecteur à 10 kilomètres ?
En pleine nuit, sans aucun son ou autre
information, il vous est impossible de
déterminer la distance ou la nature de ce
point lumineux.
Le problème est le même pour les corps
célestes. Une étoile peu lumineuse mais
proche de la Terre peut dépasser en éclat
une étoile très lumineuse mais lointaine.
Il faut donc bien distinguer deux concepts
: la luminosité apparente, qui mesure
l'éclat d'une étoile mesuré depuis la
Terre, et la luminosité intrinsèque ou
absolue, qui mesure la véritable quantité
de lumière émise par l'étoile. La première
quantité dépend fortement de la distance
de l'astre et n'apporte donc pas
directement d'information sur la nature de
celui-ci. Au contraire, la deuxième quantité
ne dépend que de l'objet lui-même. Elle
peut nous renseigner sur la nature du
corps considéré et c'est elle qu'il faut
chercher à déterminer.
Pour l'astronome, la difficulté réside dans
le fait que depuis la Terre nous n'avons
accès qu'aux luminosités apparentes des
étoiles. Existe-t-il alors un moyen
d'obtenir des valeurs absolues qui nous
renseigneraient sur la nature des étoiles
? C'est ici qu'interviennent les méthodes
de mesure des distances que nous
avons vues précédemment. Les
physiciens savent depuis longtemps que
l'intensité d'un rayonnement suit une loi
bien déterminée : elle décroît comme
l'inverse du carré de la distance
parcourue par la lumière. Cela signifie
que si nous mesurons l'éclat apparent
d'une ampoule à une certaine distance,
puis que nous doublons cette distance, la
deuxième mesure donnera un résultat
quatre fois plus faible que la première.
Connaissant cette loi, il est très simple
d'établir le lien qui existe entre la
luminosité absolue, la distance et l'éclat
apparent d'une étoile. De cette façon, si
deux des paramètres peuvent être
mesurés, le troisième pourra être calculé
facilement. Donc, si l'on peut déterminer
la distance à une étoile, il suffit de
mesurer son éclat apparent et d'appliquer
une relation mathématique pour accéder
à sa luminosité absolue.
© Texte Olivier Esslinger 2003-2006
La luminosité absolue des étoiles
Imaginez vous perdu en pleine nuit au
milieu du désert. Un point lumineux
apparaît soudain au loin. De quoi s'agit-il
? D'une lampe de poche à 100 mètres ou
d'un puissant projecteur à 10 kilomètres ?
En pleine nuit, sans aucun son ou autre
information, il vous est impossible de
déterminer la distance ou la nature de ce
point lumineux.
Le problème est le même pour les corps
célestes. Une étoile peu lumineuse mais
proche de la Terre peut dépasser en éclat
une étoile très lumineuse mais lointaine.
Il faut donc bien distinguer deux concepts
: la luminosité apparente, qui mesure
l'éclat d'une étoile mesuré depuis la
Terre, et la luminosité intrinsèque ou
absolue, qui mesure la véritable quantité
de lumière émise par l'étoile. La première
quantité dépend fortement de la distance
de l'astre et n'apporte donc pas
directement d'information sur la nature de
celui-ci. Au contraire, la deuxième quantité
ne dépend que de l'objet lui-même. Elle
peut nous renseigner sur la nature du
corps considéré et c'est elle qu'il faut
chercher à déterminer.
Pour l'astronome, la difficulté réside dans
le fait que depuis la Terre nous n'avons
accès qu'aux luminosités apparentes des
étoiles. Existe-t-il alors un moyen
d'obtenir des valeurs absolues qui nous
renseigneraient sur la nature des étoiles
? C'est ici qu'interviennent les méthodes
de mesure des distances que nous
avons vues précédemment. Les
physiciens savent depuis longtemps que
l'intensité d'un rayonnement suit une loi
bien déterminée : elle décroît comme
l'inverse du carré de la distance
parcourue par la lumière. Cela signifie
que si nous mesurons l'éclat apparent
d'une ampoule à une certaine distance,
puis que nous doublons cette distance, la
deuxième mesure donnera un résultat
quatre fois plus faible que la première.
Connaissant cette loi, il est très simple
d'établir le lien qui existe entre la
luminosité absolue, la distance et l'éclat
apparent d'une étoile. De cette façon, si
deux des paramètres peuvent être
mesurés, le troisième pourra être calculé
facilement. Donc, si l'on peut déterminer
la distance à une étoile, il suffit de
mesurer son éclat apparent et d'appliquer
une relation mathématique pour accéder
à sa luminosité absolue.
© Texte Olivier Esslinger 2003-2006
La nature des nébuleuses
Grâce aux progrès constants dans les moyens d'observation du ciel, les astronomes du XVIIIe siècle
se rendirent compte qu'il existait de nombreux objets diffus, de nature non stellaire, qu'ils baptisèrent
du nom de nébuleuses. A cette époque, l'astronome français Charles Messier établit une liste d'une
centaine de ces objets. Il leur donna des noms bien connus, comme par exemple M31 pour la
galaxie d'Andromède. Au XIXe siècle, William Herschel et son fils établirent une liste de plus de 5000
objets qui devint plus tard le fameux Nouveau Catalogue Général, dans lequel la même galaxie
d'Andromède se nomme NGC 224.
Nous savons de nos jours que ces nébuleuses ne sont pas toutes des objets de même nature,
mais peuvent être classées en différents groupes. On trouve ainsi de simples amas d'étoiles ou
bien des nuages de gaz, mais aussi des objets extérieurs à la Galaxie. Ce sont ces derniers qui
posèrent le plus de difficultés aux astronomes et qui nous intéressent ici. Le philosophe allemand
Emmanuel Kant, qui fut l'un des premiers à réaliser la véritable nature de la Voie Lactée, avança en
1755 que ces nébuleuses étranges étaient d'énormes regroupements d'étoiles, de nature
semblable à la Galaxie et situés bien au-delà des limites de celle-ci. Il les appela des univers-îles.
Plus tard, en 1845, Lord Rosse commença l'étude de ces nébuleuses à l'aide d'un télescope de
1,60 mètres qui venait juste d'être achevé. Il fut alors en mesure d'observer dans certaines d'entre
elles une structure spirale très nette et en déduisit que ces objets étaient des systèmes d'étoiles à
part entière, distincts de la Voie Lactée.
© Texte Olivier Esslinger 2003-2006
Grâce aux progrès constants dans les moyens d'observation du ciel, les astronomes du XVIIIe siècle
se rendirent compte qu'il existait de nombreux objets diffus, de nature non stellaire, qu'ils baptisèrent
du nom de nébuleuses. A cette époque, l'astronome français Charles Messier établit une liste d'une
centaine de ces objets. Il leur donna des noms bien connus, comme par exemple M31 pour la
galaxie d'Andromède. Au XIXe siècle, William Herschel et son fils établirent une liste de plus de 5000
objets qui devint plus tard le fameux Nouveau Catalogue Général, dans lequel la même galaxie
d'Andromède se nomme NGC 224.
Nous savons de nos jours que ces nébuleuses ne sont pas toutes des objets de même nature,
mais peuvent être classées en différents groupes. On trouve ainsi de simples amas d'étoiles ou
bien des nuages de gaz, mais aussi des objets extérieurs à la Galaxie. Ce sont ces derniers qui
posèrent le plus de difficultés aux astronomes et qui nous intéressent ici. Le philosophe allemand
Emmanuel Kant, qui fut l'un des premiers à réaliser la véritable nature de la Voie Lactée, avança en
1755 que ces nébuleuses étranges étaient d'énormes regroupements d'étoiles, de nature
semblable à la Galaxie et situés bien au-delà des limites de celle-ci. Il les appela des univers-îles.
Plus tard, en 1845, Lord Rosse commença l'étude de ces nébuleuses à l'aide d'un télescope de
1,60 mètres qui venait juste d'être achevé. Il fut alors en mesure d'observer dans certaines d'entre
elles une structure spirale très nette et en déduisit que ces objets étaient des systèmes d'étoiles à
part entière, distincts de la Voie Lactée.
© Texte Olivier Esslinger 2003-2006
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