Notes sur le soleil et les étoiles: l'étoile, la luminosité et la température, Notes de Astronomie
Caroline_lez
Caroline_lez10 janvier 2014

Notes sur le soleil et les étoiles: l'étoile, la luminosité et la température, Notes de Astronomie

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Notes d'astronomie sur le soleil et les étoiles: l'étoile, la luminosité et la température. Les principaux thèmes abordés sont les suivants: La luminosité absolue des étoiles, La température des étoiles, Le diagramme de ...
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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.

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

dessupergéantes 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.

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