La lumière des étoiles

La lumière des étoiles
Comme nous l'avons déjà vu, la radiation électromagnétique constitue notre source
quasi unique d'information en provenance des astres. Ceci est particulièrement vrai
en ce qui concerne les étoiles. En fait, nous ne percevons que la lumière émise de la
surface des étoiles et c'est elle qui nous fournit des renseignements sur la structure
(masse, rayon, composition chimique) et les conditions physiques (température et
pression) de ces objets. Nous allons voir comment il est possible d'extraire le
maximum d'information de la lumière stellaire que nous recevons. Les prochaines
sections décrivent deux branches de l'astronomie, la photométrie qui se consacre à
la mesure de l'intensité lumineuse des étoiles, et la spectroscopie qui permet d'en
faire une analyse détaillée.
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Introduction 16
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Objectifs du chapitre 16
Comprendre le concept de magnitude apparente
Comprendre le concept de magnitude absolue
Comprendre la base du système de classification spectrale
Comprendre les facteurs physiques qui influencent le type spectral d'une étoile
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Yannick Dupont
V2.0, été 2001
Objectifs du Chapitre 16
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L'échelle des magnitudes
La magnitude apparente
Un simple coup d'oeil à la voûte étoilée nous permet de constater que les étoiles
n'ont pas toutes la même brillance apparente. Les astronomes classent les étoiles
en fonction de leur brillance en utilisant un système très ancien qu'on appelle
l'échelle des magnitudes.
L'astronome grec Hipparque (190-120 av.J.-C.) est l'un des premiers à répertorier
et classer les étoiles selon leur brillance apparente et leur couleur. Pour ce faire, il
utilise un système constitué de six catégories différentes. Les étoiles les plus
brillantes sont classées dans le premier groupe, les étoiles de première magnitude.
Les étoiles un peu moins brillantes se retrouvent dans le deuxième groupe, les
étoiles de deuxième magnitude, et ainsi de suite jusqu'aux étoiles à peine visibles à
l'oeil nu, les étoiles de sixième magnitude. On remarque que, sur cette échelle, plus
la magnitude est grande moins une étoile est brillante. Puisque ce système classe la
brillance des étoiles telle que perçue par un observateur à la surface de la Terre on
parle donc de magnitude apparente. L'utilisation des télescopes et des récepteurs
modernes pour capter la lumière nous a révélé deux caractéristiques importantes de
ce système. Le premier est que l'intervalle de 5 magnitudes (1 à 6), dans la
classification d'Hipparque, correspond presqu'à un facteur 100 en énergie reçue par
unité de temps et unité de surface en provenance des étoiles: ainsi une étoile de
première magnitude nous apparaît environ 100 fois plus brillante qu'une étoile de
sixième magnitude. Deuxièmement, la réponse physiologique de l'oeil humain est
telle qu'une différence de 1 magnitude représente un rapport d'environ 2.5 dans le
flux perçu; on dit que la réponse de l'oeil est logarithmique. Donc, une étoile de
deuxième magnitude est approximativement 2.5 fois moins brillante qu'une étoile
de première magnitude, une étoile de troisième magnitude est approximativement
2.5 fois moins brillante qu'une étoile de deuxième magnitude, et ainsi de suite. On
constate d'ailleurs qu'une étoile de sixième magnitude est 2.5 x 2.5 x 2.5 x 2.5 x
2.5 = (2.5)5 ~ 100 moins brillante qu'une étoile de première magnitude.
Les astronomes ont choisi, pour des raisons historiques, de conserver le système
d'Hipparque. Dans la version moderne de l'échelle des magnitudes, une différence
de 5 magnitudes est exactement égale à un rapport de 100 de la brillance
apparente. Donc, une différence de une magnitude correspond à un facteur 2.512
du flux. La relation entre la magnitude apparente (m) et le flux (I) d'une étoile
prend la forme analytique suivante (ceux qui ne sont pas familiers avec l'utilisation
des logarithmes peuvent consulter l'Appendice B.):
ou, dans le cas de la différence de magnitude apparente entre deux étoiles:
Le signe négatif indique que la magnitude d'une étoile brillante est plus petite que
celle d'une étoile plus faible. Sur l'échelle contemporaine on retrouve aussi des
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objets en apparence très brillants tels que certaines planètes, la Lune et le Soleil,
dont la magnitude apparente est inférieure à un, ainsi que des étoiles plus faibles,
visibles seulement à l'aide d'un télescope, et dont les magnitudes apparentes sont
supérieures à six. Evidemment, les magnitudes ne sont pas non plus limitées aux
seuls nombres entiers. La Figure 16.1 présente d'ailleurs un aperçu de l'échelle des
magnitudes apparentes.
Figure 16.1: L'échelle des magnitudes apparentes
La magnitude absolue
Les étoiles sur la voûte céleste sont toutes situées à des distances différentes d'un
observateur sur Terre. Ainsi, si nous comparons les magnitudes apparentes de deux
étoiles il est difficile de savoir laquelle est intrinsèquement plus lumineuse car elles
sont très probablement à des distances différentes de nous. Pour pouvoir comparer
leur luminosité, il faudrait qu'elle soient toutes les deux à la même distance de la
Terre. Il est possible de faire cette comparaison si nous connaissons la distance de
chacune des étoiles et que nous apportons une correction à leur magnitude
apparente. Cette correction est facile à calculer car nous avons vu précédemment
que l'intensité d'une source lumineuse diminue avec le carré de la distance (i.e. une
source deux fois plus loin est quatre fois moins lumineuse).
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La magnitude apparente (m) d'une étoile correspond à la brillance de cette étoile
située à sa vraie distance (d) d'un observateur; la magnitude absolue (M)
correspond à la brillance qu'elle aurait si elle était située à une distance standard de
10 parsecs de l'observateur. La relation entre la magnitude apparente et la
magnitude absolue d'une étoile est donc
On appelle la quantité m-M le module de distance. La magnitude apparente est
facile à déterminer et, si on connaît la distance d'une étoile, on peut alors calculer
alors sa magnitude absolue. Inversement, si on connaît la magnitude absolue d'une
étoile, on peut trouver à quelle distance elle se trouve de nous.
On utilise la magnitude absolue pour comparer la luminosité réelle des étoiles entre
elles. Il s'agit d'une propriété intrinsèque des étoiles. La Figure 16.2 présente une
échelle des magnitudes absolues sur laquelle on retrouve des étoiles connues.
Remarquez que le Soleil n'est plus qu'une étoile très banale sur cette échelle; il ne
nous apparaît très brillant que parce qu'il est près de nous.
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