Luminosité et température des étoiles

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.

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.

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.

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.

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.