étoile - astronomie. 1 PRÉSENTATION étoile, gigantesque boule de gaz suffisamment dense et chaude pour qu'en son sein s'y amorcent et s'entretiennent des réactions de fusion thermonucléaire. Celles-ci se manifestent, à un observateur extérieur, par une émission de neutrinos (seuls les neutrinos solaires sont détectés) et un rayonnement électromagnétique, dont la majeure partie est émise au niveau de la photosphère sous forme de lumière. La cohésion d'une étoile est due à l'équilibre s'établissant entre les forces attractives de gravitation, intrinsèques au gaz la constituant, et les forces répulsives de pression interne. Ces forces de pression résultent d'une part, de la pression gazeuse et, d'autre part, de la pression radiative (ou pression de radiation) engendrée par le flux de photons libéré au cours des réactions nucléaires. Pour un corps noir, la pression radiative P ne dépend que de la température T du milieu selon la relation P = 4/3 ? /c T4, où ? est la constante de Stefan et c la vitesse de la lumière. Ainsi une étoile est un objet autogravitant dont l'équilibre et l'évolution dépendent de la nature de la source d'énergie mise en jeu. Le Soleil, âgé de 4,5 milliards d'années, a pour principale source d'énergie la fusion nucléaire de l'hydrogène en hélium (voir proton-proton, chaîne). L'étoile la plus proche du Système solaire est Proxima Centauri, un des membres du système d'étoiles multiples, Alpha du Centaure, formé de trois étoiles. Il se situe à environ 40 000 milliards de kilomètres de la Terre. Rapportée à la vitesse de la lumière, référence couramment utilisée par les astronomes pour exprimer les distances dans l'Univers, la distance à la Terre d'Alpha du Centaure est de 4,29 années-lumière : sa lumière, qui se propage à environ 300 000 km/s, met plus de quatre ans et trois mois à parvenir à la Terre. 2 MASSE DES ÉTOILES La masse d'une étoile est un paramètre déterminant qui, à lui seul, permet de prévoir les grandes lignes de la structure interne et de l'évolution stellaire. Le rayon stellaire et la luminosité sont, pour leur part, déterminés par des processus physiques mis en jeu au sein de l'étoile (source d'énergie, transport de l'énergie au sein de l'étoile, état de la matière non-dégénéré ou dégénéré, etc.). La détermination directe de la masse d'une étoile est possible, grâce aux lois de Kepler, lorsque l'étoile est associée en système binaire à un compagnon stellaire (voir binaire, étoile) ; il est de plus nécessaire que ce système binaire soit suffisamment voisin du système solaire pour que leurs trajectoires s'inscrivent individuellement sur le plan du ciel. Les masses des étoiles adoptent des valeurs diverses limitées par des considérations de viabilité physique. La limite inférieure d'une masse stellaire ne peut être en effet inférieure à 8 fois la masse de Jupiter, soit 0,008 masse solaire. Ce seuil définit la limite théorique en deçà de laquelle aucune réaction de fusion de l'hydrogène ne peut s'établir au sein de l'étoile, en raison des trop faibles valeurs de la densité et de la température au centre de l'étoile. Les objets de masse inférieure à 0,008 masse solaire (soit 1,6.1028 kg) sont appelés naines brunes. Ils rayonnent très peu (pas de source nucléaire) ce qui les rend très difficiles à observer. Leur détection dans notre galaxie est pourtant un enjeu important de l'astronomie de la fin du XXe siècle. En effet, selon certains astronomes, ils pourraient expliquer, au moins en partie, l'énigme de la masse manquante (voir matière noire). Le premier objet qui pourrait être une naine brune a été observé en 1987 et depuis des études systématiques ont été menées pour tenter de les dénombrer (voir naine brune). À l'opposé des naines brunes trop peu massives pour être à proprement parler des étoiles, les astronomes ont observé des étoiles supermassives, dont la masse pourrait atteindre 40 fois la masse solaire, soit 8.1031 kg. Il en existe peut-être de plus massives encore puisque la limite théorique se situe aux alentours de 60 à 100 fois la masse solaire, soit de l'ordre de 1032 kg. Au-delà de cette valeur théorique, il est très probable que la pression exercée par les photons sur le gaz du coeur stellaire (pression radiative) excéderait la gravité et dissocierait l'étoile en multiples fragments de masse inférieure. 3 RAYON DES ÉTOILES Les étoiles sont de dimensions très variables, en général bien plus grandes que notre planète, la Terre. Le Soleil lui-même, de diamètre supérieur à cent fois celui de la Terre, est une étoile de taille très moyenne (diamètres du Soleil et de la Terre respectivement égaux à 1,4.106 km et 1,3.104 km). Les plus grandes étoiles connues sont des étoiles évoluées : les supergéantes. Elles ont un diamètre supérieur à quatre cents fois celui du Soleil. Elles sont peu denses : leur masse est comprise entre un dixième et quarante fois celle du Soleil. En revanche, les plus petites étoiles, appelées naines blanches, dont le diamètre peut être cent fois inférieur à celui du Soleil, sont extrêmement denses. 4 LUMINOSITÉ DES ÉTOILES La luminosité d'une étoile désigne la puissance radiative émise par l'étoile ; autrement dit, c'est l'énergie émise par unité de temps sous forme de rayonnement électromagnétique. On distingue la luminosité absolue, ou intrinsèque, de la luminosité apparente. Dans le premier cas, il s'agit de la puissance radiative réellement émise par l'étoile ; dans le second cas, il s'agit de la luminosité observée. Les astronomes déterminent la luminosité apparente d'une étoile et, s'ils disposent d'une estimation indépendante de la distance de l'étoile (ainsi que de l'amplitude de l'extinction interstellaire), ils évaluent la luminosité absolue de l'étoile considérée. Pour des raisons historiques, les astronomes utilisent également le système des magnitudes pour évaluer l'éclat d'une étoile. La terminologie précédemment exposée pour la luminosité s'applique pour distinguer les magnitudes observées (magnitudes apparentes, notées par convention en lettre minuscule m) des magnitudes intrinsèques (magnitudes absolues, notées conventionnellement en lettre majuscule M). Le passage du système des luminosités L au système des magnitudes M s'effectue par une relation du type : magnitude = - 2,5 × Log (luminosité) + constante Les étoiles rayonnent approximativement comme des corps noirs. Cette propriété permet de relier la luminosité L de l'étoile à son rayon R et à sa température effective Te selon la relation L = 4 p R2 ? Te4, où ? est la constante de Stefan. Ainsi, plus la surface visible de l'étoile, sa photosphère, est située à une grande distance du centre stellaire et plus l'étoile est lumineuse. Les supergéantes, étoiles les plus lumineuses que l'on connaisse, peuvent briller un million de fois plus que le Soleil ; alors que les naines blanches sont environ mille fois moins brillantes que lui. 5 STRUCTURE DES ÉTOILES Le Soleil est une étoile de type spectral intermédiaire (G2 V) possédant une structure qui est caractéristique de toutes les étoiles de faible masse (entre 1 et 2 masses solaires), dont la principale source d'énergie provient de la fusion de l'hydrogène en hélium selon la chaîne proton-proton (voir Herzsprung-Russel, diagramme de ; carbone, cycle du). On distingue la partie interne d'une étoile de son atmosphère. La frontière entre les deux composantes de l'étoile est fixée par la position de la surface visible de l'étoile, la photosphère, définissant la base de l'atmosphère. La plupart des informations que nous avons sur les étoiles proviennent de l'analyse du rayonnement émis par la photosphère. 5.1 Atmosphère stellaire L'atmosphère d'une étoile désigne l'ensemble du gaz transparent aux rayonnements électromagnétiques et lié à l'étoile par les forces de gravitation. 5.2 Photosphère La basse atmosphère d'une étoile débute à la photosphère, caractérisée par une certaine valeur de la température. À la photosphère solaire est associée une température effective de 5 770 K (kelvins). Certaines régions, les taches solaires, sont plus froides que la photosphère avoisinante. Les taches photosphériques, caractéristiques de la présence de forts champs magnétiques, sont également présentes sur d'autres étoiles typiques ; on en a mis en évidence sur certaines étoiles par des techniques d'imagerie spectrale des surfaces stellaires. 5.3 Chromosphère, couronne et vent solaire La photosphère solaire est entourée d'une zone superficielle de gaz chaud (en moyenne 10 5 K), la chromosphère, se prolongeant par une région très étendue, ténue et très chaude (106 K) : la couronne solaire. Le plasma constituant la couronne est faiblement lié, par les forces de gravitation, au Soleil, ce qui parfois donne lieu, lors d'éjections magnétiques, à un flot de particules chargées (électrons et protons), le vent solaire, baignant l'ensemble du système solaire. 5.4 Structure interne Également composé de gaz, l'intérieur du Soleil, comme celui des autres étoiles, ne peut pas être directement observé à l'aide du rayonnement électromagnétique, car son opacité est trop grande. Les modèles sont alors essentiels pour évaluer les conditions physiques internes des étoiles. Cependant, l'existence de pulsations solaires de courte période (5 min) révèle que le Soleil fonctionne comme une cavité résonnante dont les propriétés (rotation, densité, température) peuvent être obtenues en analysant la variabilité du spectre photosphérique. Ce type d'analyses est désormais possible sur un certain nombre d'étoiles et relève d'une discipline récente : l'astérosismologie. 5.5 Transport d'énergie dans les étoiles L'intérieur des étoiles se structure en plusieurs composantes, définies par le mode dominant de transport de l'énergie. Deux modes de transport de l'énergie sont essentiellement présents dans les étoiles : transport radiatif et transport convectif. La conduction thermique ne joue un rôle que dans les étoiles extrêmement denses comme les naines blanches, par exemple. La convection ne se déclenche que lorsque les conditions physiques deviennent telles que le transport radiatif devient inefficace. Tel est le cas, lorsque les sources d'opacité du gaz sont nombreuses : le rayonnement ne peut pas diffuser vers l'extérieur : il reste piégé dans des couches de gaz qui deviennent de plus en plus chaudes. Cela a pour conséquence d'engendrer un déséquilibre local de la matière qui se déplace vers des zones plus froides auxquelles elle transmet une fraction de son énergie. Par exemple, le transport radiatif est très inefficace dans les étoiles de masse inférieure à 0,4 masse solaire. Celles-ci sont donc entièrement convectives. La libération d'une trop grande quantité d'énergie peut également mener à la dilatation des couches de gaz pour favoriser son transport : les couches de gaz sont alors soumises à une phase d'expansion. 5.6 Enveloppe convective, enveloppe radiative L'analyse de la photosphère solaire rend compte de l'existence de forts courants de convection dans la région sub-photosphérique, nommée de ce fait enveloppe convective. L'épaisseur de la zone convective solaire est de l'ordre d'un septième du rayon solaire, soit 100 000 km. La convection dans cette zone est le mode principal de transport de l'énergie des régions internes plus denses et chaudes vers l'extérieur. Toutes les étoiles de masse comprise entre 0,4 et 1,1 masse solaire possèdent une enveloppe convective. Par contre, les étoiles chaudes (type spectral O, A et B), de masse supérieure à 1,5 masse solaire, possèdent une enveloppe radiative ( voir photosphère). 5.7 Coeur radiatif ou coeur convectif En-dessous de l'enveloppe convective solaire, le transport de l'énergie s'effectue par le rayonnement : il définit la zone radiative. Ce mode de transport est comparable à une diffusion des photons des zones internes où ils sont libérés lors des réactions de fusions nucléaires vers les zones plus externes. Dans le Soleil, le coeur est également radiatif. Pour les étoiles massives (de masse supérieure à 1,5 masse solaire), l'énergie libérée par les réactions nucléaires du cycle CNO est trop importante pour être évacuée par le rayonnement. La convection devient le phénomène essentiel de transport de l'énergie des couches internes vers l'extérieur. 6 ÉVOLUTION DES ÉTOILES Les théories de l'évolution des étoiles sont fondées en premier lieu sur les renseignements obtenus par les études des spectres photosphériques des étoiles en liaison avec leur luminosité. Rassemblées dans le diagramme Hertzsprung-Russel comportant en abscisse la température de surface de l'étoile (ou le type spectral) et en ordonnée la luminosité absolue (ou magnitude absolue), les observations s'organisent en différentes structures caractéristiques de leur statut évolutif. Outre l'approche fondée sur les observations, l'élaboration de modèles théoriques a été fondamentale pour reproduire les mécanismes physiques mis en jeu. L'approche théorique aura également permis de reconnaître le rôle crucial que joue la source d'énergie nucléaire pour distinguer les différents statuts évolutifs des étoiles. 6.1 Séquence principale, étoiles naines Notamment, la plupart des étoiles se rassemblent en une bande, dite séquence principale, traversant de part en part le diagramme HR et à laquelle appartient le Soleil. Les étoiles de la séquence principale, nommées également, pour des raisons historiques impropres, étoiles naines, ont la propriété commune d'être siège en leur coeur de réactions de fusion des noyaux d'hydrogène en noyaux d'hélium, selon la série de réactions nucléaires de la chaîne proton-proton pour les étoiles de faible masse (1 à 3 masses solaires) ou bien selon le cycle du carbone pour les étoiles plus massives. La majeure partie de la vie des étoiles (90 p. 100) correspond à la phase de la séquence principale. Le Soleil, âgé de 4,5 milliards d'années, y restera encore le même laps de temps. 6.2 Sous-géantes, géantes Lorsque tout l'hydrogène du coeur de l'étoile a été consommé, la pression radiative y devient trop faible pour contrebalancer les forces de gravitation. Le coeur se contracte alors sur lui-même en libérant une quantité d'énergie suffisante pour chauffer les couches situées à proximité et y déclencher la fusion de l'hydrogène. Ne pouvant évacuer l'énergie aussi vite qu'elle est produite, les couches externes se dilatent (expansion) : l'étoile enfle et se retrouve sur la branche des sous-géantes dans le diagramme HR puis passe progressivement sur la branche des géantes au cours d'un processus qui dure en totalité 500 millions d'années. Cette phase est caractérisée par une intense perte de masse (vent stellaire), car le rayon étant devenu énorme, la gravité superficielle ne compense plus la pression de radiation à l'origine du vent stellaire. 6.3 Flash de l'hélium et branche horizontale des géantes Pendant ce temps, la contraction du coeur d'hélium continue. La pression augmente et les électrons deviennent dégénérés pour des étoiles de masse inférieure à 2-3 masses solaires. La masse du coeur augmente également car l'hélium synthétisé dans les couches immédiatement supérieures s'ajoute progressivement jusqu'à ce que la masse totale du coeur atteigne une masse de l'ordre de 0,5 masse solaire et que sa température augmente jusqu'à 100 millions de kelvins. La fusion de l'hélium, pour former des atomes de carbone, commence alors (voir triple alpha, processus) mais de façon catastrophique car l'énergie nucléaire produite reste « bloquée « au sein du coeur stellaire dégénéré dont la température ne cesse d'augmenter alors que la pression reste constante (propriété des gaz dégénérés). Ce processus d'emballement des réactions nucléaires est nommé flash de l'hélium. Ce phénomène ne dure que quelques secondes jusqu'à ce que le coeur stellaire entre brutalement en expansion (la conversion de l'énergie nucléaire en énergie interne lève la dégénérescence des électrons). Lorsque la masse du coeur reste inférieure à 0,5 masse solaire, la fusion de l'hélium ne s'enclenche pas, l'étoile devient alors une naine blanche. Pour les étoiles plus massives, la fusion de l'hélium dans le coeur, entouré par des couches de gaz où se réalise la fusion de l'hydrogène, peut alors se poursuivre de façon stable durant 10 millions d'années pour une étoile de masse voisine de celle du Soleil. Pour des étoiles de masse supérieure à 2 ou 3 fois celle du Soleil, le coeur stellaire ne devient pas dégénéré et le processus triple alpha s'enclenche et se poursuit continûment, durant une période relativement courte de l'ordre de quelques millions d'années. Il y a donc statistiquement peu de chances, pour observer les étoiles dans cette étape de leur évolution. Quoiqu'il en soit, les étoiles pour lesquelles s'est produite la fusion de l'hélium dans un coeur non dégénéré ont atteint la branche horizontale des géantes rouges dans le diagramme HR. Elles définissent la première phase des étoiles évoluées. 6.4 Branche asymptotique des géantes, naines blanches, nébuleuses planétaires Lorsque l'hélium du coeur stellaire a été entièrement converti en carbone et oxygène (produit par la fusion d'un noyau de carbone et un noyau d'hélium), un scénario identique au précédent se répète : le coeur stellaire inerte se contracte à nouveau et les couches à proximité du coeur sont chauffées jusqu'à ce que la fusion en couches de l'hélium se réalise alors que la fusion en couches de l'hydrogène se poursuit dans les couches supérieures. Les étoiles atteignent alors la branche asymptotique des géantes et des supergéantes rouges. Cette phase est caractérisée par des instabilités thermiques qui se développent dans les couches superficielle de l'étoile ( voir variables, étoiles). Elles annoncent l'expulsion plus ou moins prochaine des couches externes qui formeront une nébuleuse planétaire et laisseront derrière elles une naine blanche. Cette configuration se réalise lorsque le coeur stellaire n'a cessé de se contracter, sans atteindre pour autant la température nécessaire à la fusion nucléaire du carbone et de l'oxygène. Pour les étoiles massives, la température du coeur atteint rapidement 500 millions de kelvins et le carbone peut à son tour servir de combustible nucléaire. À ce stade, les modèles prévoient une structure en couches d'oignons, correspondant à une stratification de la composition chimique de l'étoile. L'étoile serait ainsi structurée de l'extérieur vers l'intérieur, en couches successives d'hydrogène, d'hélium, de carbone, d'oxygène, de néon, puis de silicium avant d'arriver au coeur stellaire composé de fer. Les étoiles sont alors des supergéantes rouges ou bleues massives. 6.5 Supernova, trou noir La formation d'un coeur de fer signe l'étape ultime de l'évolution stellaire, car les réactions de fusion nucléaires qui devraient logiquement se poursuivre pour former des éléments de plus en plus lourds deviennent endothermiques (elles requièrent un apport d'énergie pour se produire). La contraction du coeur ne rencontre plus d'opposition et c'est l'effondrement gravitationnel que rien ne vient stopper si la masse du coeur excède la limite de Chandrasekhar (1,44 masse solaire) : l'étoile, après avoir violemment expulsé les couches externes (supernova) s'effondre en formant un trou noir, tellement dense que rien, pas même la lumière, ne peut échapper à son attraction. Si la masse du coeur est inférieure à 1,44 masse solaire, l'effondrement du coeur s'achève avec la formation d'une étoile à neutrons, observée sous forme d'un pulsar au tout début de sa formation. 6.6 Novae Lorsqu'un objet compact (naine blanche, étoile à neutrons, trou noir) est associé en système binaire à une étoile compagnon, des manifestations très énergétiques se produisent, tels les sursauts X (voir binaire, étoile ; variables, étoiles). Les novae, par exemple, dont l'éclat augmente brusquement de plusieurs ordres de grandeur sont interprétées en terme de systèmes binaires serrés composés d'une naine blanche et d'une étoile évoluée (géante rouge). La première composante aspire la matière de la seconde étoile en formant autour d'elle un disque d'accrétion. Une variation du taux d'accrétion ou bien l'amorce de réactions nucléaires dans la couche de gaz accumulé à la surface de l'étoile à neutrons seraient à l'origine de ces brutales variations de luminosité. 6.7 Évolution chimique du milieu interstellaire L'expulsion de la masse des étoiles dans le milieu interstellaire au cours des phases ultimes (nébuleuse planétaire, supernova) provoque l'enrichissement de la matière interstellaire en éléments lourds (nommés également métaux). Les générations d'étoiles formées à partir de ces nouveaux matériaux commencent donc leur existence avec un approvisionnement plus riche en éléments lourds que les générations précédentes. C'est ainsi que deux grandes populations d'étoiles se distinguent aussi bien dans notre galaxie que dans les autres galaxies. La première génération d'étoiles, formée au tout début de l'Univers, il y a 10 à 15 milliards d'années, possède une composition chimique analogue à celle de l'Univers primordial constitué exclusivement d'éléments légers (principalement d'hydrogène et d'hélium) et de traces extrêmement faibles d'éléments lourds. Cette population d'étoiles, nommée population II, s'observe dans les vieux amas globulaires du halo de notre galaxie et dans le vieux disque galactique. Les étoiles observées dans les bras spiraux de notre galaxie possèdent environ 10 à 30 fois plus d'éléments lourds ; elles forment la population I. Elles sont issues d'un matériel enrichi en éléments lourds grâce aux générations précédentes d'étoiles. 6.8 Formation des étoiles La naissance des étoiles est intimement liée à la présence de grandes concentrations de matière interstellaire, nommées nuages moléculaires. La nébuleuse d'Orion dans notre Galaxie est un exemple connu d'un tel nuage moléculaire donnant naissance à plusieurs milliers d'étoiles. La stabilité d'un fragment du nuage peut être compromise lors de la propagation d'instabilités issues, par exemple, de l'explosion en supernova d'une étoile voisine. Cette instabilité peut, sous certaines conditions, entraîner l'effondrement du nuage sur lui-même. Il en résulte la formation d'un petit coeur stellaire, beaucoup plus dense que la matière environnante. Soumis aux forces de gravité que ce coeur exerce, le gaz situé à proximité y tombe en chute libre en augmentant de ce fait sa masse. La rotation initiale du nuage moléculaire a pour effet d'aplatir l'enveloppe de gaz en un disque, berceau d'éventuelles futures planètes. Les toutes premières étapes de la formation des étoiles sont observées sous forme de sources enfouies émettant exclusivement un rayonnement millimétrique (radioastronomie). Les observations réalisées surtout dans le domaine infrarouge radio du spectre électromagnétique à l'aide de satellites (IRAS, ISO) ainsi que les observations menées dans le domaine radio ont été révélatrices de la richesse de l'environnement circumstellaire des objets jeunes. Les observations infrarouges ont été la première détection indirecte de l'existence de disques, sans doute protoplanétaires, alors que les observations radio ont révélé de grandes structures marquant l'éjection massive de matière issue de jeunes étoiles en formation. Ces flots moléculaires spectaculaires ont une extension qui peut atteindre plusieurs parsecs. Une fois que la pression interne, qui se développe dans le condensation stellaire, devient comparable aux forces de gravité, la protoétoile est en quasi-équilibre hydrostatique. Elle cesse sa phase d'effondrement pour débuter une phase de contraction qui durera quelques millions d'années. À cette étape, les protoétoiles se sont dégagées du nuage parent, elles sont optiquement visibles. En libérant de l'énergie gravitationnelle, la contraction de la jeune étoile suscite une augmentation de la température au sein de l'étoile. Lorsqu'elle atteint un million de kelvins, la fusion thermonucléaire du deutérium commence. Lorsque la température atteint 10 millions de kelvins, elle est suffisante pour déclencher la fusion de l'hydrogène en hélium. Cette phase nucléaire enraye la contraction et correspond à l'entrée de l'ancienne protoétoile sur la séquence principale, où elle acquiert son statut d'étoile à part entière. 7 CARTOGRAPHIE DES ÉTOILES ET CARTE DU CIEL À l'exception du Soleil, dont le mouvement apparent résulte de la rotation terrestre, les étoiles semblent fixes, dessinant les mêmes constellations sur la voûte céleste au fil des ans. En fait, les étoiles sont animées d'un mouvement rapide dû à la rotation de la galaxie sur elle-même, mais leur éloignement est si important que leurs changements relatifs de position ne deviennent visibles que sur des périodes de l'ordre du siècle. Le nom des étoiles les plus connues visibles à l'oeil nu comporte le nom de la constellation dans laquelle elles sont observées. La lettre alphabétique grecque qui précède le nom de la constellation qualifie son éclat apparent. La déclinaison de l'alphabet grec correspond à un classification décroissante de la brillance. Ainsi Alpha du Centaure, ou ? Cen, est la plus brillante des étoiles de la constellation du Centaure. Le nombre d'étoiles visibles à l'oeil nu depuis la Terre a été estimé à huit mille au total, dont une moitié dans l'hémisphère Nord du ciel, l'autre dans l'hémisphère Sud. À un instant donné de la nuit, dans l'un ou l'autre hémisphère, deux mille étoiles sont visibles en moyenne ; les autres sont masquées par la brume atmosphérique, particulièrement près de l'horizon. Cependant, les astronomes estiment à plusieurs centaines de milliards les étoiles qui forment notre galaxie, la Voie lactée, celle dont fait partie le Système solaire. Notre galaxie, à son tour, n'est qu'une galaxie spirale « ordinaire « parmi plusieurs centaines de millions de galaxies observables grâce aux grands télescopes modernes. 8 CATALOGUES STELLAIRES À l'exception de celles qui sont visibles à l'oeil nu, on nomme les étoiles exclusivement par des nombres, répertoriés dans divers atlas et catalogues d'étoiles publiés par les observatoires astronomiques. Le premier de ces catalogues fut compilé par l'astronome grec Ptolémée au IIe siècle apr. J.-C. Appelé l'Almageste, il donnait la liste des noms et positions de 1 028 étoiles. En 1603, un autre catalogue fut publié à Augsbourg par l'astronome allemand Johann Bayer. Bayer donna la liste d'un grand nombre d'étoiles qu'il désignait par une lettre grecque suivie du nom de la constellation dans laquelle elles apparaissaient. Au XVIIIe siècle, l'astronome anglais John Flamsteed publia un atlas dans lequel les étoiles étaient désignées par des nombres plutôt que par des lettres. Cet atlas donnait les positions d'environ trois mille étoiles, mais le premier catalogue moderne d'étoiles, publié en 1862 par l'observatoire de Bonn, en Allemagne, donnait celles de plus de trente mille étoiles. En 1887, un comité international commença la réalisation d'un catalogue à partir d'environ 21 600 photographies prises par une vingtaine d'observatoires différents et répertoriant quelque huit à dix millions d'étoiles. Les catalogues modernes d'étoiles se composent non de livres, mais de copies sur un média de type électronique (aujourd'hui CD-ROM) des plaques photographiques, prises avec de grands télescopes à large champ (observations du Mont Palomar). Le premier de ces relevés majeurs fut terminé au milieu des années cinquante, en utilisant le télescope de Schmidt de 1,22 m, à l'observatoire du mont-Palomar, aux États-Unis. Chaque plaque couvre une région du ciel de 6° en 6° : 1 035 cartes couvrent ainsi tout le ciel visible depuis le mont-Palomar. Un ensemble analogue de cartes du ciel austral a été établi au moyen de télescopes du même type, situés en Australie et au Chili. Plus récemment, des satellites artificiels de recherche astronomique ont été employés (dont le célèbre télescope spatial Hubble). Ces derniers sont d'une grande efficacité car ils permettent l'observation de domaines du spectre électromagnétique arrêtés par l'atmosphère terrestre (infrarouge, ultraviolet, rayons X et gamma). De plus, les observations réalisées à partir de l'espace ont l'avantage de ne pas être soumises aux fluctuations et turbulences de l'atmosphère terrestre. Cependant, avec la génération des grands télescopes munis d'optique adaptative, cet inconvénient lié aux observations menées depuis le sol devrait disparaître. Voir aussi radioastronomie ; cosmologie. Microsoft ® Encarta ® 2009. © 1993-2008 Microsoft Corporation. Tous droits réservés.
