La Physique des étoiles (2) : La classification des étoiles


Dans le dernier article, nous avons vu quelles sont les caractéristiques fondamentales des étoiles à savoir leur masse, leur luminosité et leur température. Nous avons vu qu'elle était constituée de différentes couches, toutes ayant un rôle bien précis dans la stabilité de l'étoile. Nous avons également vu quelle était l'origine de la lumière des étoiles. Dans ce court article, nous allons voir comment on classe les étoiles en différentes catégories et en différents types. En particulier, on va étudier un diagramme très important en astrophysique stellaire, le diagramme de Hertzsprung-Russell.

Je vous suggère donc, pour ceux qui le souhaitent de lire mon premier article de cette série sur la physique des étoiles en cliquant ici.

La physique qui régit l'évolution et la stabilité des étoiles est très complexe. Cependant, les astronomes ont finit par se rendre compte qu'il existe quatre paramètres fondamentaux dans la caractérisation d'une étoile : la luminosité, la température de surface, la masse et enfin la gravité à la surface. C'est pourquoi deux astronomes Ejnar Hertzsprung et Henry Norris Russel ont mit au point en 1910 un diagramme permettant de classer les étoiles. Ce diagramme est appelé diagramme de Hertzsprung-Russel et peut représenter deux choses :

  • La luminosité intrinsèque de l'étoile en fonction de sa température
  • La magnitude absolue de l'étoile en fonction de son indice de couleur

Ces termes vous sont peut être inconnu donc avant de vous présenter les diagrammes HR, on va parler de ces différentes caractéristiques.

Les caractéristiques photométriques des étoiles

Dans cette petite partie je vais vous introduire les concepts de luminosité, de magnitude absolue et relative et enfin d'indice de couleurs. Ces trois paramètres sont des paramètres dits photométriques c'est à dire directement issus de mesures basées sur le traitement de l'image. En réalité on ne peut pas vraiment faire d'autres types de mesures que des mesures photométriques, mais on peut à partir de ces mesures de base en déduire pas mal de paramètres différents (non-photométriques).

La luminosité

On définit la luminosité d'une étoile comme la quantité totale d'énergie qu'elle rayonne par unité de temps par la totalité de l'étoile. En astrophysique on l'exprime généralement en erg/s \approx 1\times 10^{-7} J/s = 1\times 10^{-7} W. On exprime aussi la luminosité d'une étoile quelconque en fonction de la luminosité du Soleil L_{\odot} = 4\times 10^{26} W. On peut relier cette luminosité à la température de surface et au rayon de l'étoile par :

L = 4\pi R^2 \sigma T^4

\sigma = 1.38\times 10^{-23} SI est la constante de Boltzmann. La mesure de la luminosité de l'étoile nous permet donc de poser des contraintes importantes sur sa température de surface et son rayon.

La magnitude absolue

En astronomie, on distingue magnitude absolue et magnitude relative. La magnitude absolue représente la luminosité intrinsèque de l'étoile tandis que la magnitude relative dépend de la distance à laquelle on observe l'étoile. On définit mathématiquement la magnitude absolue en fonction de la luminosité intrinsèque de la manière suivante :

M = -2.5\log\left[\frac{L}{4\pi(10pc)^2}\right]+C

L est la luminosité intrinsèque de l'étoile, 10pc \approx 32.6 al est une distance caractéristique et C une constante quelconque. En fait, on définit rigoureusement la magnitude absolue d'une étoile comme 2.5 fois le logarithme de la luminosité reçue de l'étoile (qui est une grandeur facilement mesurable) lorsqu'on l'observe à une distance de 10 parsecs.

On distingue deux types de magnitudes absolues, la magnitude absolue bolométrique et la magnitude absolue à travers un filtre.

La magnitude absolue bolométrique M_{bol} est la magnitude obtenue en mesurant la luminosité de l'étoile à travers tout le spectre électromagnétique (radio, infrarouge, visible, UV, X, gamma) alors que la magnitude à travers un filtre est obtenue à partir de la mesure de la luminosité de l'étoile dans une certaine bande spectrale que l'on associe généralement à un filtre (qui ne laisse passer la lumière que suivant une certaine bande spectrale).

Il existe une multitude de filtres différents qui correspondent à différentes bandes spectrales sous lesquelles on peut observer une étoile mais j'aimerais vous parler de deux filtres en particulier qui sont le filtre visible (V) et le filtre bleu (B) qui va du visible au proche ultraviolet. Chaque étoile possède donc une certaine magnitude absolue à travers le filtre V et le filtre B.

La magnitude relative

La magnitude relative est la magnitude qui est effectivement observée sur Terre et qui dépend de la distance à l'étoile. Elle est reliée à la magnitude absolue par la relation

m = M + 5\log(D) - 5

De manière générale, la magnitude est une échelle de luminosité qui est positive quand la luminosité est faible et négative quand la luminosité est élevée.

L'indice de couleur

On définit tout simplement l'indice de couleur (entre deux filtres) comme la différence des magnitudes apparentes ou absolues dans ces deux filtres. Par exemple pour une étoile donnée on a (B-V)_c = m_B - m_V.

Ces paramètres photométriques sont primordiaux pour classer les étoiles en différentes types et comprendre la physique qui régit leur évolution. Ce sont grâce à ces grandeurs là qu'on obtient le diagramme HR que je vais vous expliquer dans la suite.

Le diagramme de Hertzsprung-Russell

Le diagramme HR est un graphique de la luminosité en fonction de la température ou encore de la magnitude absolue en fonction de la couleur B-V (ie. m_B-m_V) et ou chaque étoile étudiée est représentée par un point.

[Source : Par HRDiagram.png: Richard Powellderivative work: Leovilok (talk) — HRDiagram.png, CC BY-SA 2.5, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=10222710]

De manière générale, en observant ce diagramme on distingue plus ou moins trois catégories d'étoiles :

  • Les étoiles de la séquence principale qui constituent le plus gros groupe d'étoiles et qui "coupe" le diagramme HR dans une de ses diagonales
  • Les étoiles géantes qui sont un peu moins nombreuses et qui semblent bifurquer de la séquence principale au niveau du centre du diagramme
  • Les naines blanches qui font bande à part, et qui sont en petit groupe en bas à gauche du diagramme.

En y regardant de plus près, on constate que les étoiles sont divisées en différentes classes suivant leur température (ou leur indice de couleur (B-V)) : OBAFGKM et qu'elles sont subdivisées en sous classes qui dépendent directement de leur magnitude absolue (ou encore leur luminosité) : 1a, 1b (Supergéantes), II (Géantes lumineuses), III (Géantes), IV (Sous-géantes), V (Séquence principale), et enfin à part on a le groupe des naines blanches.

Par exemple on pourrait s'amuser à trouver dans quelle catégorie appartient le Soleil en sachant que sa température de surface est de 5500 K et sa luminosité 1 ici. Sur le diagramme on voit que le Soleil est une étoile de la séquence principale de type GV.

Les étoiles de la séquence principale

Les étoiles de la séquence principale sont généralement des étoiles qui viennent de se former. Ces étoiles sont stables thermodynamiquement c'est à dire que les forces de pression gravitationnelles et radiatives se compensent. Ces étoiles sont principalement composées d'hydrogène et le brûlent suivant différents processus que nous verrons plus tard pour former des éléments plus lourd, de l'hélium en très grande majorité.

Une étoile est une sorte de grosse boule de plasma et il peut parfois arriver qu'il y ait des fluctuations importantes dans le flux d'énergie en provenance du noyau qui déstabilisent le système. La propriété principale d'une étoile de la séquence principale est de retrouver rapidement son état de stabilité en compensant l'excès ou le défaut d'énergie issu du noyau.

Les étoiles de la séquence principale constituent le groupe le plus important d'étoiles connues à ce jour. Ainsi, en estimant leur âge, on peut déterminer l'âge probable de notre galaxie.

Les étoiles géantes

Les étoiles géantes sont de type I, II, III, IV. Ce sont toutes les étoiles dont la luminosité est extrêmement élevée. On distingue généralement deux types d'étoiles géantes : les géantes rouges et les géantes bleues.

Les géantes rouges sont des étoiles qui appartenaient à la séquence principale et qui ont évolué. Ces étoiles ont donc des masses de l'ordre de celle du Soleil à la différence qu'elles sont beaucoup plus grosses, certaines peuvent avoir un diamètre égal à 1 000 fois celui du Soleil et ce pour une masse similaire.  Ce phénomène est en réalité dû au fait que comme l'étoile à consommé la majorité de l'hydrogène présent, il se met ensuite à consommer l'hélium et tous les éléments plus lourds (les métaux) car sa température au cœur est bien plus élevée à cause de la pression gravitationnelle exercée au cœur.   Cette température bien plus élevée surcompense largement la pression gravitationnelle du plasma ce qui fait que l'étoile se met à gonfler jusqu'à atteindre un nouvel état de stabilité dépendant des réactions dans le noyau.

Comparaison entre la taille du Soleil et d'une géante rouge (Alpha Tauri) dont la masse est à peine supérieure (1.1 fois) à la masse du Soleil [Source : Wikipedia]

Les géantes bleues sont des étoiles bien particulières que l'on trouve dans la partie supérieure gauche du diagramme HR et qui possèdent une durée de vie très courte. Ce sont des étoiles très chaudes qui brûlent très rapidement leur hydrogène et qui pour la plupart s'évaporent en émettant des vents stellaires très denses et très chauds.

Les naines blanches

On ne peut pas vraiment considérer les naines banches comme des étoiles. Ce sont en fait des "résidus" d'étoiles mortes qui ont explosé en novæ ou en supernovæ et dont il reste seulement le cœur qui est très compact. Ces étoiles sont issues d'étoiles de masse similaire à celle du Soleil (10 masses solaires au maximum) et ont des masses qui sont de l'ordre de la masse du Soleil et dont le rayon est comparable à celui de la Terre. Ce sont donc des corps très denses.

 

Voilà pour ce court article sur le diagramme de Hertzsprung-Russel.  Dans le prochain article de cette série, on discutera de la physique de l'évolution stellaire. On verra comment les étoiles se forment et surtout comment elles évoluent et comment elles meurent en donnant naissance à tout un tas d'objets bizarres et ultra-énergétiques.

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A propos Loann Brahimi

Je suis étudiant en Master Cosmos, Champs et Particules à l'université de Montpellier. Ce blog est une manière de transmettre ma passion, une façon d'aider ceux qui voudraient faire de la physique leur gagne pain et de créer un engouement autour de cette science mal comprise.

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