La masse des étoiles

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.

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.