La lumière des étoiles

Les disparités d'éclat (ou de luminosité, ou encore de magnitude, selon la grandeur physique que l'on veut considérer précisément) entre les étoiles sont immenses. Le Soleil, nous apparaît ainsi tellement lumineux qu'il éteint l'éclat de toutes les autres étoiles dès qu'elle se montre au-dessus de l'horizon. Et la nuit, moins de cinq mille, réparties sur toute la voûte céleste se révèlent accessibles à l'oeil nu. Il existe un rapport d'environ 1 à 100 entre les moins et les plus brillantes de ces étoiles. Mais les instruments astronomiques (jumelles, lunettes, télescopes...) sont capable de capter la lumière d'étoiles incroyablement moins lumineuses.

Ces différences proviennent en partie à ce que les étoiles se situent à des distances différentes de nous. Pour les comparer, les astronomes distinguent donc entre luminosité (ou magnitude) apparente et luminosité (ou magnitude) absolue, qui répond à l'idée qui l'on pourrait comparer plus objectivement l'éclat de toutes les étoiles si on les plaçait toutes à la même distance de nous.

• Des apparences et de l'absolu astronomiques... - Une source lumineuse semble d'autant moins brillante qu'elle est éloignée. Cela tient à la dispersion ou la "dilution" des photons émis sur une surface de plus en plus grande. La luminosité apparente de l'astre concerné varie ainsi selon une loi en inverse du carré de la distance. Pour comparer les astres entre eux, l'apparence ne suffit plus. Il convient de se donner un moyen de définir des propriétés intrinsèques. C'est ce que l'on fait avec la notion de luminosité absolue. Elle correspond, par définition, à la luminosité qu'aurait un astre placé à 10 parsecs (32,6 années-lumière) de l'observateur (La distance des astres).

• Objectivité de la couleur. - Ici encore, les différences possèdent une composante que l'on pourrait qualifier de subjective. Notre perception des couleurs est en effet dépendante de notre physiologie. En particulier, nous voyons blanches les étoiles dont le maximum de luminosité s'effectue en réalité pour des longueurs d'ondes correspondant au vert (et parfois nous voyons, dans les couples stellaires, certaines étoiles vertes alors qu'elles ne sont en fait ni blanches ni vertes...). Mais divers outils (filtres colorés, spectroscopes ou simplement dispositifs collecteurs de lumière autres que l'oeil) permettent ici encore de déterminer de façon non ambiguë la couleur des étoiles, et de l'analyser.

La prise en compte de la luminosité intrinsèque d'une étoile et surtout de ses caractéristiques spectrales (révélées en première approche par sa couleur) sont à la base d'un système de classification dit en types et en classes spectrales. Considérées d'un point de vue statistique, à l'aide d'un diagramme dû à Herstzsprung et à Russell, ces paramètres permettent également de cerner les modalités de l'évolution stellaire.

Plusieurs termes sont employés pour mesurer la quantité de lumière en provenance des étoiles et des autres astres. En premier lieu, on peut utiliser les notions de luminosité, de luminance (ou éclat) et d'intensité lumineuse qui s'appliquent à toute source émettant du rayonnement électromagnétique. La magnitude, elle, correspond à une notion spécifiquement attachée à l'astronomie. 

• La luminosité est la puissance totale rayonnée par un astre sous forme de rayonnement électromagnétique, indépendamment de la distance à laquelle on l'observe. Elle s'exprime en watts et caractérise une propriété intrinsèque de l'objet. Pour une étoile dont le spectre est assimilable à celui d'un corps noir, la luminosité bolométrique (intégrée sur toutes les longueurs d'onde) est reliée au rayon R et à la température effective T par la loi de Stefan-Boltzmann : L = 4πR²σT⁴. On l'exprime souvent en unités de luminosité solaire (L☉ ≈ 3,828 × 10²⁶ W). À cette notion radiométrique correspond, en photométrie visuelle, une grandeur analogue pondérée par la sensibilité spectrale de l'oeil humain, mais en pratique, les astronomes raisonnent surtout en magnitudes absolues bolométriques ou en magnitudes absolues dans une bande spectrale donnée.

• La luminance (ou d'éclat ou encore de brillance, pour reprendre un terme qui tend à devenir obsolète) est une grandeur photométrique qui décrit la sensation visuelle de brillance d'une surface étendue. Elle correspond au flux lumineux émis, transmis ou réfléchi par unité d'angle solide et par unité de surface apparente (projetée) dans une direction donnée. Son unité est la candela par mètre carré (cd·m⁻²). Si d²Φ est le flux lumineux élémentaire émis dans un angle solide dΩ par un élément de surface dA dont la normale fait un angle θ avec la direction d'observation, la luminance s'écrit L = d²Φ / (dΩ dA cos θ). En astronomie, cette grandeur permet de quantifier la brillance superficielle d'objets résolus comme la Lune, les nébuleuses ou les galaxies. On la relie souvent à la magnitude surfacique, exprimée en magnitudes par seconde d'arc carrée, qui découle directement du flux par unité d'angle solide. Une propriété importante est que la luminance se conserve le long d'un trajet optique dans un milieu non absorbant, ce qui signifie que la brillance d'une source étendue ne dépend pas de sa distance (hormis l'extinction interstellaire et le décalage cosmologique).

• L'intensité lumineuse  est la grandeur photométrique de base du Système international, mesurée en candelas (cd). Elle caractérise un émetteur ponctuel et représente le flux lumineux émis par unité d'angle solide dans une direction déterminée : I = dΦ / dΩ. En laboratoire, la candela est définie à partir d'une source monochromatique de fréquence 540 × 10¹² Hz (longueur d'onde de 555 nm, au maximum de la sensibilité de l'œil en vision photopique) avec une intensité énergétique de 1/683 watt par stéradian. Appliquée aux étoiles, l'intensité lumineuse n'est pratiquement jamais utilisée dans les études astrophysiques modernes, car elle nécessiterait de connaître le flux reçu et la distance pour remonter à l'émission par stéradian. Le concept historiquement important en photométrie stellaire est celui d'éclairement lumineux (flux reçu par unité de surface au niveau de l'observateur), qui se mesure en lux, et c'est à partir de cet éclairement que fut construite l'échelle des magnitudes.

• Le module de distance est la différence entre la magnitude apparente m et la magnitude absolue M d'un astre, et il constitue une mesure directe de son éloignement. Dans un espace parfaitement transparent, la loi de l'inverse du carré de la distance donne la relation : m − M = 5 log₁₀(d) − 5, où d est exprimé en parsecs. Le module de distance μ = m − M est donc nul pour un objet situé à 10 pc, égal à 5 pour 100 pc, à 10 pour 1 000 pc, et ainsi de suite. En présence d'extinction interstellaire, une correction positive A s'ajoute : m − M = 5 log₁₀(d) − 5 + A. Cette formulation est un pilier de l'échelle des distances astronomiques : si l'on sait déterminer M pour une classe d'objets (chandelles standards comme les Céphéides, les supernovae de type Ia, ou les étoiles de la branche horizontale), la mesure de m fournit le module de distance et donc la distance d. En pratique, on écrit souvent d = 10^{( (μ + 5) / 5 )} ou d = 10^{(1 + 0,2 μ)} lorsque μ intègre déjà l'extinction. Le module de distance intervient aussi en photométrie des amas et des galaxies, où l'on ajuste des isochrones dans un diagramme couleur-magnitude en translatant les magnitudes absolues de la quantité μ pour les superposer aux magnitudes apparentes observées.

Les dessous d'une luminosité

La relation masse-luminosité - La luminosité d'une étoile est l'expression d'un taux donné de production d'énergie en son sein. Or, comme une étoile maintient un certain équilibre entre ces deux quantités, et que le taux de production d'énergie est directement dépendant de la masse de l'étoile, il est possible de définir une relation entre la masse et la luminosité de celle-ci. Sur la séquence principale, la luminosité est ainsi proportionnelle à Ma , soit L = k.Ma où k est une constante, dont la valeur dépend des unités employées, et a est en moyenne égal à 3, 5 (en fait, on doit prendre a = 4 pour les étoiles plus lumineuses que le Soleil, et a = 2,8, pour celles qui sont moins lumineuses. La relation rayon-luminosité - La relation masse-luminosité que l'on vient de donner est valable pour les étoiles de la séquence principale. Une autre devrait être établie pour d'autres groupes d'étoiles, telles que les naines blanches et les géantes rouges. les géantes rouges, en particulier, peuvent être beaucoup plus lumineuses que des étoiles plus massives de la séquence principale. C'est qu'un autre paramètre intervient. Le rayon de l'étoile. La quantité de rayonnement émise par une étoile dépend en effet de sa surface, qui est elle-même proportionnelle au carré du rayon de l'étoile. On peut ainsi établir une relation entre la taille de l'étoile (son rayon) et sa luminosité. Elle montre que l'on pourra attendre logiquement une très grande luminosité des étoiles les plus grosses, telles que les géantes rouges.

Les distinctions précédentes tirent leur pertinence du fait que les étoiles émettent un rayonnement qui peut se distribuer très différemment de l'une à l'autre, autrement dit, du fait qu'elles ont des couleurs qui peuvent être très différentes. La valeur que l'on donne pour la magnitude d'une étoile (ou d'un autre astre) dépend du domaine du spectre que l'on considère. Pour rendre compte de la couleur d'une étoile, les astronomes doivent dès lors définir ce qu'ils appelleront son indice de couleur.

L'indice de couleur.
Initialement, la notion d'indice de couleur a été établie pour rendre compte des sensibilités différentes de l'oeil et de l'émulsion photographique. L'oeil est plus sensible au rayonnement vert, la photo aux rayonnements bleus. Si bien qu'en posant (assez arbitrairement) qu'une étoile pouvait être considérée comme blanche lorsque sa magnitude photographique égalait sa magnitude visuelle, on pouvait définir rigoureusement l'indice de couleur comme la différence entre entre la magnitude photographique et la magnitude visuelle. Un indice de couleur négatif signifie que l'étoile est plutôt bleutée, un indice positif signifie une lumière dont le maximum est plutôt du côté rouge du spectre.

Aujourd'hui la photographie est abandonnée en astronomie au profit de détecteurs électroniques. Aussi une définition plus actuelle de l'indice de couleur reposera-t-elle plutôt sur des critères établis à partir de l'utilisation de filtres. Un système largement utilisé recours à des filtres notés U, lorsqu'ils permettent de mesurer le rayonnement Ultraviolet, B, pour mesurer la magnitude dans la partie bleue du spectre et V pour rendre compte du rayonnement au plus près de la sensibilité de l'oeil humain. L'indice de couleur se définit alors comme la différence entre deux magnitudes dans deux couleurs (ou plages de couleurs) distinctes. En pratique ce sera le bleu (magnitude B) et le domaine correspondant à la sensibilité de l'oeil (magnitude V). Soit pour l'indice de couleur : I = B - V. Comme une magnitude grandit quand l'éclat diminue, il résulte que l'indice de couleur est négatif pour les étoiles les plus bleues, et positif pour les plus rouges.

Excès de couleur - Accroissement de l'indice de couleur d'une étoile du fait de rougissement cause par la traversée de poussières interstellaires.

La température de couleur

Pour un corps noir, la distribution d'énergie suit une loi formulée par Max Planck au tout début du XXe siècle. Elle exprime, plus précisément, comment se distribue l'énergie rayonnée par un corps noir en fonction de la longueur d'onde des photons émis. La loi de Planck - On peut l'écrire sous la forme : IL= A.L5 (e B/L.T -1) -1 où, IL est l'intensité rayonnée, L, la longueur d'onde, T la température et A et B des constantes, qu'il est inutile d'expliciter ici. On peut aussi définir une température en fonction de la position du "pic de rayonnement", selon les termes précisées par la loi de Wien : La loi de Wien - Cette loi rend compte de façon quantitative du fait que le maximum d'émission se déplace sur le spectre en fonction de la température : on peut résumer cela en disant que plus une étoile est chaude, et plus elle est bleu; plus elle est froide, et plus elle apparaît rouge. Si l'on préfère les équations, on écrira : Lm = 2,9 x106 / T, où Lm est la longueur d'onde maximale exprimée en nanomètres (nm) et T la température en kelvins (K). Rayonnement du corps noir en fonction de la température. (Source : Cours du Dr D. I. Bradley, Lancaster University). On ajoutera une dernière propriété du rayonnement de corps noir. Elle est exprimée par la loi de Stefan-Boltzmann, et permet de comprendre pourquoi les étoiles les plus chaudes sont aussi celles qui dilapident le plus vite leurs réserves énergétiques : La loi de Stefan-Boltzmann - Cette loi exprime que la puissance totale P rayonnée par un corps noir est proportionnelle à la quatrième puissance de sa température T, soit P = k.T4. Il convient ici de remarquer que les loi de Stefan-Boltzmann et de Wien ne ne sont que des conséquences de la loi de Planck.

La température effective a une valeur qui diffère un peu de la température de couleur. La distribution de l'énergie rayonnée par une étoile s'écarte d'autant plus de celle d'un corps noir qu'il faut prendre en compte de la rétention d'énergie dont sont responsables les atomes (et parfois les molécules) situées dans les couches située au-dessus de la photosphère. Un phénomène particulièrement important dans le cas des mini-étoiles, suffisamment froides pour que des molécules s'interposent sur des plages étendues du spectre (bandes moléculaires). La définition d'une échelle des températures pour ces étoiles (mais aussi pour les plus chaudes, qui débouchent sur d'autres difficultés) a été le souci de nombreux astronomes au cours de ces dernières années.

La lumière en provenance de la photosphère des étoiles, analogue à celle d'un corps noir, fournit l'une des deux composantes des spectres stellaires : la composante continue. Mais, comme on vient rapidement de l'évoquer, cette lumière traverse aussi avant de nous parvenir les couches de gaz plus élevées de l'atmosphère de l'étoile d'où elle provient. Ces couches sont raréfiées et leurs atomes n'interceptent le rayonnement qu'à des longueurs d'ondes bien définies. Il s'ensuit sur le spectre observé la formation de raies sombres (raies d'absorption) correspondant aux "couleurs" ainsi interceptées, formant des systèmes dont la structure est caractéristique de l'élément chimique intercepteur. Dans le cas des molécules, les raies se complètent de bandes sombres. Mais le principe est le même, et identifier les raies et les bandes d'un spectre permet de de déduire la composition chimique de l'étoile observée (ou du moins de sa surface).

L'étude des raies spectrales peut apporter beaucoup d'autres informations. Elles renseignent non seulement sur l'abondance, mais aussi sur la température et la pression du gaz qui en est responsable. Elles peuvent également permettre d'accéder à la connaissance du champ magnétique des étoiles, grâce à un phénomène de dédoublement des raies appelé l'effet Zeeman.

Classification stellaire

Les spectres stellaires sont également utilisés pour classer les étoiles, et conduisent à la définition de ce que les astronomes appellent des types spectraux. Si l'on complète la classification en tenant compte de la luminosité des étoiles, il est même possible de définir des familles d'étoiles relativement homogènes, témoins des différentes phases d'évolution qu'elles connaissent. L'outil privilégié pour aborder cette question est le diagramme Hertzsprung-Russell, où sont représentées les étoiles en fonction de leur spectre (ou de leur couleur) et de leur luminosité (ou de leur magnitude). Ainsi la classification stellaire, démarrée il y a plus d'un siècle sur des bases plutôt arbitraires révèle-t-elle la logique très rigoureuse dans laquelle s'inscrit le monde des étoiles.

Le type spectral d'une étoile est défini à partir d'une classification fondée sur l'apparence de son spectre électromagnétique, principalement dans le domaine visible. Historiquement, l'astronome Angelo Secchi proposa dans les années 1860 les premières classes spectrales, mais c'est l'observatoire de Harvard qui, autour de 1900, établit le système fondateur : les étoiles furent rangées selon l'intensité des raies de Balmer de l'hydrogène en classes A, B, C, etc. Plus tard, on comprit que ces différences reflétaient avant tout une séquence de température décroissante, ce qui conduisit au réordonnancement canonique O, B, A, F, G, K, M, mémorisée par la phrase "Oh Be A Fine Girl Kiss Me". 

• Les étoiles O, les plus chaudes, affichent des températures effectives supérieures à 30 000 K; leur spectre est dominé par des raies d'hélium ionisé et des raies métalliques à haut degré d'ionisation. 

• Les étoiles B (10 000 - 30 000 K) montrent de fortes raies d'hélium neutre.

• La classe A (7 500 - 10 000 K) présente un maximum d'intensité des raies de Balmer de l'hydrogène, car à ces températures la fraction d'atomes dans le niveau n = 2 est optimale. 

• Les classes F et G (environ 5 200 - 7 500 K) voient l'apparition progressive des raies de métaux neutres et ionisés; le Soleil, avec une température de 5 780 K, est une étoile G2 V. 

• Les étoiles K (3 700 - 5 200 K) présentent les raies métalliques neutres dominent et les bandes moléculaires commencent à apparaître. 

• Les étoiles M, les plus froides (moins de 3 700 K), sont caractérisées par la présence massive de bandes d'absorption de l'oxyde de titane (TiO) et d'autres molécules. 

Chaque type spectral est affiné par un chiffre de 0 à 9 (par exemple G2 ou M5), ce qui en fait une séquence continue de température. 

Les classes de luminosité.
Au spectre se superpose la classification en classes de luminosité, formalisée par Morgan et Keenan à l'observatoire Yerkes. C'est le système MK qui réunit un type spectral (O à M) et une classe de luminosité en chiffres romains : I pour les supergéantes (subdivisées en Ia et Ib selon l'éclat), II pour les géantes lumineuses, III pour les géantes, IV pour les sous-géantes, V pour les étoiles de la séquence principale (naines), et parfois VI pour les sous-naines. 

La classe de luminosité se déduit de la largeur et de l'intensité de certaines raies sensibles à la pression (donc à la pesanteur de surface) : à température égale, une étoile géante aura des raies plus fines qu'une naine car son atmosphère est moins dense, réduisant l'élargissement collisionnel. Des suffixes additionnels peuvent préciser des particularités spectrales : e indique des raies d'émission, p une composition chimique particulière, m des métaux renforcés.

Ainsi, l'analyse du seul spectre donne accès à la température effective et à une estimation de la magnitude absolue, ce qui permet, par comparaison avec la magnitude apparente, de déduire une distance. C'est la méthode des parallaxes spectroscopiques.

Le diagramme de Hetzsprung-Russell.
Le diagramme de Hertzsprung-Russell, élaboré indépendamment par Ejnar Hertzsprung en 1905 et Henry Norris Russell en 1913, constitue la représentation graphique fondamentale de la physique stellaire. Il place en abscisse la température effective ou un indicateur de celle-ci (type spectral, indice de couleur B-V) et en ordonnée la luminosité, exprimée en luminosités solaires, ou la magnitude absolue (qui décroît vers le haut). Quand les axes portent des grandeurs directement observables, soit une magnitude apparente et un indice de couleur, on parle de diagramme couleur-magnitude, outil de prédilection pour l'étude des populations stellaires et des amas. 

Dans toutes ses variantes, le diagramme révèle que statistiquement les étoiles ne se répartissent pas au hasard mais se concentrent en séquences bien distinctes. La plus peuplée est la séquence principale, une bande diagonale allant du coin supérieur gauche (étoiles chaudes, bleues, très lumineuses, de type O et B) jusqu'au coin inférieur droit (étoiles froides, rouges, peu lumineuses, de type M). Elle regroupe environ 90 % des étoiles, qui tirent leur énergie de la fusion de l'hydrogène en hélium dans leur coeur. Au-dessus et à droite de la séquence principale se trouvent les géantes et les supergéantes : des étoiles très lumineuses mais bien plus froides que les étoiles de la séquence principale de même luminosité. Les géantes rouges (classe III) sont des étoiles évoluées dont le coeur d'hélium inerte est entouré d'une coquille de fusion d'hydrogène; leur enveloppe s'est fortement dilatée, abaissant leur température de surface tout en augmentant considérablement leur rayon. Les supergéantes (classes I et II), parfois des centaines de milliers de fois plus lumineuses que le Soleil, occupent le sommet du diagramme. En bas à gauche, nettement séparés de la séquence principale, se situent les naines blanches : vestiges chauds mais très compacts d'étoiles de masse faible ou intermédiaire, leur faible luminosité provient de leur petit rayon malgré une température élevée.

Le diagramme de Hertzsprung-Russell est bien plus qu'une classification statique : il constitue un diagramme évolutif. Une étoile passe la majeure partie de sa vie sur la séquence principale; quand l'hydrogène central est épuisé, elle évolue rapidement vers la branche des géantes rouges, puis, selon sa masse, peut connaître la phase de la branche horizontale ou celle où la fusion de l'hélium se déroule dans le coeur), avant de gravir la branche asymptotique des géantes et de terminer en nébuleuse planétaire et naine blanche. Pour les étoiles massives, l'évolution se poursuit au-delà de la fusion de l'hélium en une série de combustions nucléaires jusqu'au stade de supernova, traçant des lacets complexes dans les régions des supergéantes. 

Dans le diagramme couleur-magnitude d'un amas d'étoiles, la position du point de sortie de la séquence principale (le turn-off, là où les étoiles commencent à s'écarter vers la région des géantes) permet de déterminer l'âge de l'amas, car plus l'amas est vieux, plus la masse de l'étoile qui quitte la séquence principale est faible, et plus ce coude se situe bas et à droite. L'ajustement d'isochrones théoriques (courbes reliant des points de même âge) sur le diagramme observé permet d'obtenir non seulement l'âge mais aussi la métallicité et le module de distance, et donc la distance. Le diagramme couleur-magnitude se décline en de multiples combinaisons de filtres, par exemple V versus B-V ou des bandes infrarouges, et reste l'un des instruments les plus puissants pour déchiffrer l'histoire de la formation stellaire dans la Voie lactée et dans les galaxies proches.