L'astrophysique (Sciences & Techniques)

« mathématicien allemand Friedrich Bessel (1784 - 1846) mesura la première distance stellaire, celle de l'étoile 61 du Cygne, aumoyen de la parallaxe trigonométrique de l'astre, connaissant le rayon de l'orbite terrestre.

La parallaxe d'une étoile est ledéplacement de sa position apparente en raison du mouvement de l'observateur (dû à la rotation de la Terre).

Par exemple, enune année, si la position apparente d'une étoile varie d'un angle 2 a , alors a constitue la parallaxe annuelle de l'étoile. Théoriquement, en observant la position de l'étoile à six mois d'intervalle, on peut calculer sa parallaxe.

Cependant, très petits, lesangles de la parallaxe stellaire sont délicats à mesurer.

C'est pourquoi la méthode de la parallaxe trigonométrique s'applique à desétoiles situées à moins de 200 années-lumière de la Terre, donc relativement proches du Soleil.

La distance d'une étoile peutégalement s'évaluer par l'analyse du spectre d'émission de l'astre.

Certaines étoiles sont regroupées dans un petit volume, en unamas homogène ; on peut alors déterminer la distance de cet amas en tenant compte de la vitesse de chaque étoile et de celle dugroupe. Le spectre des étoiles Les étoiles font partie des astres les mieux connus, car on les étudie facilement.

La lumière qu'elles émettent provient de ladésexcitation des atomes qui les constituent, produisant ainsi les photons.

Ces derniers produisent des rayonnements (appelésraies spectrales) dont les longueurs d'onde dépendent de la nature des éléments chimiques en présence.

En effet, tout élémentchimique émet une radiation de longueur d'onde caractéristique.

Et si, sur le spectre d'émission d'une étoile, on repère des raiesspectrales correspondant à celles du sodium, on pourra affirmer que l'étoile contient du sodium (à l'état gazeux).

Les étoileschaudes émettent des radiations dans le bleu (longueurs d'onde courtes), tandis que les étoiles froides produisent un grandnombre de raies dans le rouge (grandes longueurs d'onde).

Ainsi, sommairement, la couleur d'une étoile nous renseigne sur satempérature superficielle.

Lorsqu'on disperse la lumière provenant des étoiles, on obtient un spectre présentant souvent un fondcoloré continu, parsemé de zones sombres.

Celles-ci correspondent à l'absorption de certaines longueurs d'onde bien définies,appelées raies d'absorption.

Pour une étoile déterminée, ces raies d'absorption se trouvent toujours à la même place dans lespectre et s'expliquent par l'interférence de l'atmosphère terrestre ou de la matière interstellaire qui capte certaines radiationslumineuses émises par l'étoile.

Les fréquences de ces radiations qui ne sont pas absorbées sont appelées raies d'émission.

Ledécryptage des spectres stellaires permet alors aux astronomes de déterminer la composition chimique des étoiles et lesconditions physiques régnant au sein de ces astres. Le diagramme de Hertzsprung-Russell Le diagramme de Hertzsprung-Russell permet de classer les étoiles selon ce que l'on appelle leur type spectral.

Cela correspondà certaines caractéristiques du spectre d'absorption.

Les sept principaux types spectraux sont désignés par les lettres O, B, A, F,G, K et M, et différenciés notamment par les variations de l'intensité des raies d'absorption de l'hydrogène.

Les étoiles de laclasse O ont un spectre dans lequel on reconnaît les raies de l'hélium, de l'oxygène et de l'azote, en plus de celles de l'hydrogène.Ce sont donc des étoiles brillantes et chaudes, qui rayonnent dans l'ultraviolet.

Dans le groupe B, les raies de l'hélium atteignentune intensité maximale, qui diminue ensuite, alors que l'intensité des raies de l'hydrogène augmente régulièrement.

Les étoiles detype B sont également très lumineuses.

Les astres de classe A présentent un spectre où dominent les raies d'absorption del'hydrogène : ce sont des étoiles dites à hydrogène, dont font partie Sirius et l'étoile du Berger.

Dans le groupe F, certaines raiesd'absorption du calcium sont intenses ; celles de l'hydrogène présentent également une intensité importante.

Comme étoile de cetype, on peut citer Aquilae.

Le Soleil est une étoile de classe G, groupe dans lequel les raies correspondant à des métaux (dont lefer) sont intenses.

Les étoiles de type G sont appelées étoiles solaires.

Dans le groupe K, on observe des raies d'absorptionintenses pour le calcium ; d'autres montrent la présence de certains métaux.

Enfin, les étoiles de type M, qui contiennent desoxydes métalliques, notamment des oxydes de titane, sont les plus froides et apparaissent paradoxalement comme les pluspetites.

L'étoile Bételgeuse, supergéante rouge dans la constellation d'Orion, est de ce type. L'étude des galaxies Les galaxies sont de vastes systèmes formés d'un très grand nombre d'étoiles.

Elles renferment également de la matièreinterstellaire sous la forme de gaz et de particules de poussière, au sein desquels évoluent des champs magnétiques de faibleintensité.

Tous ces constituants tournent autour d'un point central, appelé noyau de la galaxie, en raison d'un phénomène degravitation qui assure la cohésion du système.

Il existerait plusieurs centaines de millions de galaxies dans l'Univers, généralementregroupées dans l'espace, constituant ainsi des amas de galaxies.

Le système solaire est situé dans la galaxie appelée Voie lactée(ou Galaxie, du grec gala : lait).

Elle fait partie de l'amas nommé Amas local, auquel appartiennent environ vingt-cinq galaxies. Pendant de nombreuses années, le seul moyen d'observer une galaxie a été l'utilisation des télescopes optiques.

En 1780,l'astronome français Charles Messier (1730 - 1817) publia un catalogue recensant trente-deux galaxies.

La même année,. »