Le Soleil et les étoiles : Etoile - Luminosité - Température



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.

Des observations de ce type commencèrent dès que les données sur les distances furent disponibles. Elles mirent en évidence un énorme éventail dans les luminosités possibles. Du côté des étoiles les plus faibles apparurent des astres dont la luminosité n'était que d'un dix millième de celle du Soleil. De l'autre côté, l'on découvrit de véritables monstres qui émettaient un million de fois plus d'énergie que notre étoile. La gamme des luminosités se révélait énorme, avec un facteur de 10 milliards entre les luminosités minimale et maximale possibles.

La température des étoiles

Il est possible de déterminer facilement la température d'une étoile grâce à l'analyse spectrale. Il suffit de trouver la longueur d'onde à laquelle l'intensité lumineuse de l'étoile est maximale et d'appliquer la loi de Wien qui relie cette longueur d'onde à la température. Notons quand même qu'une précaution s'impose. La température ainsi calculée est celle qui règne dans les couches superficielles de l'étoile, puisque c'est de là que provient le rayonnement que nous pouvons analyser. La température à l'intérieur de l'étoile n'est quant à elle pas directement mesurable. Il n'est possible de l'estimer qu'à l'aide de modèles théoriques.

Les observations spectroscopiques ont montré que l'éventail des températures de surface est bien plus réduit que celui des luminosités. Les étoiles les plus froides sont rouges et ont une température de l'ordre de 3000 kelvins. Les plus chaudes sont bleues et atteignent 50 000 kelvins. Le rapport des températures maximale et minimale n'est donc que légèrement supérieur à 10.

L'état des différents gaz à la surface de l'étoile est fortement dépendant de la température qui y règne. Ainsi les spectres de deux étoiles de températures différentes présentent des caractéristiques qui permettent de les distinguer facilement. Cette propriété a amené les astronomes de la fin du siècle dernier à classer les étoiles en différentes catégories, suivant l'aspect de leur spectre. Ces groupes, appelés types spectraux, sont désignés par les lettres suivantes : O, B, A, F, G, K et M. Les types O et B correspondent à des températures de surface supérieures à 10 000 kelvins et leurs spectres sont dominés par les raies de l'hélium. Le type A, un peu en dessous de 10 000 kelvins, présente des raies de l'hydrogène. Les types F, G et K, avec des températures entre 3500 et 7500 kelvins exhibent des raies du calcium. Enfin, le type M, à moins de 3500 kelvins, offre des spectres dominés par des bandes, c'est-à-dire des raies très larges dues à quelques molécules, en particulier l'oxyde de titane.

Le diagramme de Hertzsprung-Russell

Avec les deux propriétés que nous avons étudiées, la luminosité absolue et la température de surface, les astronomes tenaient l'une des clefs de la compréhension des étoiles. Au début du siècle, le Danois Ejnar Hertzsprung et l'Américain Henry Russell découvrirent indépendamment qu'il existait une corrélation très forte entre la luminosité absolue et la température de surface des étoiles. Ils utilisèrent les données disponibles à l'époque et eurent la bonne idée de tracer un diagramme indiquant les deux propriétés.

Diagramme de Hertzsprung-Russell
Figure 1 : Le diagramme de Hertzsprung-Russell. En traçant la luminosité absolue en fonction de la température de surface des étoiles connues, quatre catégories d'étoiles apparaissent : la séquence principale (dont fait partie notre Soleil), les géantes rouges, les supergéantes rouges et les naines blanches. Crédit : O. Esslinger

Hertzsprung et Russell se rendirent alors compte que la grande majorité des étoiles se plaçaient sur une grande diagonale, appelée la séquence principale, qui allait des étoiles froides et peu lumineuses aux étoiles chaudes et très lumineuses. En plus de cette bande, trois autres regroupements apparaissaient. Deux groupes se trouvaient au-dessus de la séquence principale, à des luminosités plus fortes, le groupe des géantes rouges et celui des supergéantes rouges. Le troisième groupe était placé sous la séquence principale, à des luminosités plus faibles, celui des naines blanches. Nous expliquerons plus tard l'origine de ces quatre catégories et verrons qu'elles correspondent en fait à des étapes bien définies de la vie des étoiles.



Auteur : Olivier Esslinger

Source : www.astronomes.com/index.html