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 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* - Le terme de luminosité ou de flux lumineux correspond à celui de puissance, quand il est appliqué à un rayonnement électromagnétique. Il s'agit donc de la quantité d'énergie rayonnée - dans toutes les directions - sous forme de photons par une source (lumineuse...) par une unité de temps. La luminosité se mesure en watts ou en joules par seconde.

La luminance* - La notion de luminance (ou d'éclat ou encore de brillance, pour reprendre un terme qui tend à devenir obsolète) correspond à la densité spatiale d'un flux lumineux. 

N. B. - Dans le cas des étoiles, une symétrie sphérique peut être admise, et la luminance ne diffère donc de la luminosité que par un facteur multiplicatif. Le distingo entre les deux notions s'impose évidemment lorsqu'on fait des calculs ou simplement que l'on veut rester rigoureux, mais dans la discussion courante, il n'y en général pas d'inconvénient à commettre l'abus de langage (assez fréquent dans les textes de vulgarisation) qui consiste à rendre synonymes luminance (ou éclat) et luminosité. On ajoutera que la symétrie permet - toujours tant que l'on reste dans un contexte non technique - d'abuser également du langage qui fait de la notion d'intensité lumineuse un équivalent des termes précédents.

L'intensité lumineuse* définit la mesure d'un flux lumineux par unité d'angle solide.

Les astronomes utilisent la notion de magnitude pour caractériser la luminance d'un astre en l'inscrivant sur une échelle logarithmique, plus conforme à la réponse que la physiologie humaine donne au signal lumineux (loi de Fechner) que ne l'est l'échelle linéaire employée pour définir la luminance. La définition de ce concept répond ainsi à une préoccupation très ancienne. Un système d'évaluation a ainsi été été mis en place dès l'Antiquité (disons, à partir d'Hipparque, et dont les principes seront repris par Ptolémée) qui permettait de comparer ces éclats en rangeant les étoiles visibles à l'oeil nu en six classes : les plus brillantes étaient dites de première grandeur, les plus faibles de sixième grandeur. L'utilisation des télescopes qui conduit à observer des astres plus faibles que ceux accessibles à l'oeil nu, le recours à la photographie, puis, au XX^e siècle, à des détecteurs électroniques chaque jour plus performants, a fait abandonner cet ancien système.

Le système actuel dérive du précédent. Il utilise la notion de magnitude, dont la définition permet de donner un sens physique plus objectif que celui de grandeur auquel elle se substitue. 
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La formule de Pogson

Pour définir la magnitude, les astronomes sont partis du constat déjà fait par W. Herschel, selon lequel les étoiles de 6e grandeur étaient pratiquement 100 fois moins lumineuses que celles de première grandeur. Cela peut se traduire en terme de magnitudes par le tableau suivant : - Magnitude Éclat 1 2 3 4 5 6 100 100 x 0,4 = 40 40 x 0,4 = 16 16 x 0,4 = 6,4 6,4 x 0,4 = 2,56 0,256 x 0,4 = 1,024 On peut exprimer cela de façon synthétique tout en permettant d'étendre la notion de magnitude au-delà de la seule fourchette donnée par les étoiles visibles à l'oeil nu. Cela se fait grâce à la formule de Pogson, qui donne la relation entre l'éclat et la magnitude : log (E/E') = 0,4 x (m'-m), qui peut aussi s'écrire : m-m' = - 2,512 x log E/E' où E et E' représentent les éclats de deux étoiles à comparer, et m et m' leurs magnitudes respectives.La formule se simplifie lorsqu'on choisi une unité : par définition, l'éclat d'Aldébaran (Taureau) correspond ainsi à la magnitude 1. Comme on le constate, les étoiles (et les autres astres) ont des magnitudes d'autant plus élevées que leur éclat est faible. Il peut également exister des magnitudes nulles (étoiles plus brillantes qu'Aldébaran) ou négatives pour les astres les plus brillants. Le Soleil a ainsi une magnitude (apparente) de -26, la Lune de -12. les grands télescopes sont capables de détecter des astres si faibles que leur magnitude peut dépasser la valeur 30. Par ailleurs, les plus puissants télescopes peuvent observer des objets dont la magnitude dépasse 30.

De la même façon que l'on distingue entre luminosité apparente et luminosité absolue, on parle de la magnitude apparente d'un astre, qui correspond à son éclat observé depuis la Terre, et de sa magnitude absolue, qui représente une mesure de la luminosité intrinsèque. Par définition, la magnitude absolue d'un astre est la magnitude (apparente) qu'il aurait s'il était placé à 10 parsecs (soit 32,6 années-lumière) de la Terre.

Module de distance* - La comparaison de la magnitude apparente m et de la magnitude absolue M d'une étoile fournit une indication de sa distance. Plutôt que d'évaluer celle-ci en unités habituelles, telles que le parsec (ou éventuellement l'année-lumière), il est ainsi possible de ne considérer que la différence entre magnitude absolue (connue au termes de calculs divers justifiés de façon théorique) et la magnitude apparente (directement mesurée). Cette quantité (µ = m-M) est appelée le module de distance. On la relie à la distance p mesurée en parsecs par la formule : µ = 5.log p - 5.

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.

La température
La couleur d'une étoile correspond à la température qui règne à sa surface, aussi appelée température effective. Sa définition repose principalement sur le fait que l'énergie en provenance de la photosphère de l'étoile se distribue généralement à peu près comme celle d'une corps théorique appelé corps noir. Il est alors possible de définir à partir de la distribution de l'énergie émise en fonction de la longueur d'onde, une quantité, appelée la température de couleur. 
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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 bien remarquer que les loi de Stefan-Boltzmann et de Wien, qu'il peut être utile d'exprimer séparément, 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.

La classification spectrale des étoiles la plus communément utilisée a commencé à être élaborée dès la fin du XIX^e siècle par Pickering et ses collaboratrices, à Harvard, et a pris sa forme actuelle à partir des années 1950, grâce aux travaux, notamment, de Morgan et Keenan.

Elle repose sur l'utilisation de sept types spectraux principaux, notés par des lettres majuscules : O, B, A, F, G, K et M. Une séquence qui correspond à des températures superficielles (températures effectives) décroissantes : les étoiles O sont les plus chaudes (et les plus bleues), les étoiles M, les plus froides (et les plus rouges). D'autres types spectraux, plus récents, sont également considérés : W, S, C, et encore plus récemment L et T.

A la notion de type spectral s'ajoute celle de classe de luminosité. Celle-ci permet de distinguer notamment les étoiles ordinaires de la séquence principale, d'étoiles de même température (et de même type spectral) mais ayant déjà évolué en géantes. On utilise dans ce cas les chiffres romains allant de I à VI, pour classer les étoiles selon des classes de luminosité décroissante.

Le diagramme de Hetzsprung-Russell
La lumière des étoiles nous fait parvenir un message brouillé et complexe. Pour en démêler les arcanes, les astronomes recourent à un outil mis au point dans les premières années du XX^e siècle par Ejnar Hertzsprung (1905) et indépendamment par Henry Norris Russell (1914). Il s'agit d'un diagramme dans lequel les points représentatifs d'un ensemble d'étoiles sont placées en fonction de leur couleur, température superficielle ou type spectral (qui correspondent aux abscisses) et de leur luminosité ou de leur magnitude absolues ou apparentes (en ordonnées). Le diagramme de Hertzsprung-Russell* est vite devenu la pierre angulaire de l'astronomie stellaire, il révèle les mécanismes qui gouvernent le devenir des étoiles et apporte un peu de raison et d'ordre dans le bestiaire céleste.

Lorsqu'on cherche à caractériser dans un diagramme HR la population d'étoiles de la région de la Galaxie dans laquelle se situe le Soleil - comme l'avait fait initialement Hertzsprung et Russell, ou comme le représente la figure ci-dessus réalisée à partir des mesures du satellite Hipparcos - le diagramme révèle que les étoiles se concentrent dans deux régions privilégiées. La première est une grande diagonale, appelée séquence (ou série) principale, qui accueille la majorité des étoiles, dont le Soleil. L'autre zone d'accumulation, dans la partie droite du diagramme, regroupe des étoiles relativement froides (rouges) et plus lumineuses, et constitue la branche des géantes.