Luminosité
et température des étoiles
Luminosité
apparente et absolue
Imaginez vous
perdu en pleine nuit au milieu du désert. Un point lumineux apparaît soudain au
loin. 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, il est impossible de déterminer
la distance d’un 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 absolue qui mesure la
véritable quantité de lumière émise par l’étoile. La luminosité apparente
dépend de la distance de l’astre et n’apporte pas directement d’information sur
la nature de celui-ci. La luminosité absolue ne dépend que de l’objet lui-même
et peut donc nous renseigner sur la nature du corps considéré et c’est elle
qu’il faut chercher à déterminer.
La luminosité
absolue des étoiles
C’est ici
qu’interviennent les mesures des distance des étoiles.
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. Avec cette loi, il est très simple d’établir le lien
qui existe entre luminosité absolue, distance et éclat apparent d’une étoile.
De plus, 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 mesures de ce
type commencèrent dès que les données sur les distances furent disponibles.
Elles mirent en évidence un énorme éventail dans les luminosités absolues
possibles. Certains astres n’émettaient qu’un dix-millième de la luminosité
du Soleil. D’autres émettaient un million de fois plus
d’énergie que notre étoile. La gamme des luminosités se révélait énorme, avec
un facteur dix milliards entre les luminosités absolues minimale et maximale.
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 qui relie cette
longueur d’onde à la température. Notons que la température ainsi mesurée est
celle qui règne à la surface de l’étoile. La température à l’intérieur n’est
pas directement mesurable et il n’est possible de l’estimer qu’à l’aide de
modèles théoriques.
Les observations
spectroscopiques ont montré que les étoiles les plus froides sont rouges et ont
une température de l’ordre de 3000 degrés. Les étoiles les plus chaudes sont
bleues et atteignent 50.000 degrés. Le rapport entre températures maximale et
minimale n’est donc que légèrement supérieur à 10.
Les types
spectraux
L’état des
différents gaz à la surface d’une 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 du XIXe 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 degrés et leurs spectres sont dominés par les raies de
l’hélium. Le type A, un peu en dessous de 10.000 degrés, présente des raies de
l’hydrogène. Les types F, G et K, avec des températures entre 3500 et 7500
degrés, exhibent des raies du calcium. Enfin, les étoiles de type M, à moins de
3500 degrés, offrent un spectre dominé par des bandes, c’est-à-dire des raies
très larges dues à quelques molécules, en particulier l’oxyde de titane.
Un exemple de
spectre pour chaque principal type spectral, depuis les étoiles bleues de type
O jusqu’aux étoiles rouges de type M. Crédit : Wikimedia
Commons
Le pas suivant
dans la compréhension de la nature des étoiles consiste ensuite à analyser
toutes ces nouvelles informations, en particulier à établir une possible
relation entre luminosité absolue et température de surface, la raison d’être
du diagramme de Hertzsprung-Russell.
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