La lumière des étoiles », par Johan KIEKEN, juillet-août-septembre ...

54DÉCOUVERTE N°329 JUIL.-AOÛT-SEPT. 2005tent une oscillation autour d'une longueurd'onde moyenne.Classer les étoilesLes astronomes Hertzsprung (2) et Russell (3)ont remarqué que, si l’on représente les étoilessur un diagramme établissant leur luminositéabsolue en fonction de leur température desurface, elles ne se répartissent pas au hasard.Ce type de représentation porte désormais lenom de diagramme Hertzsprung-Russell oudiagramme HR (fig. 7).Quatre-vingts pour cent des étoiles sontsituées sur une diagonale appelée séquenceprincipale. Le reste se répartit en deux catégories.Au-dessus de la séquence principale,sur la droite du diagramme, se trouvent desétoiles très lumineuses mais paradoxalement« froides » et sous la séquence principale, surla gauche du diagramme, des étoiles« chaudes » mais peu lumineuses. Commenous l'avons vu précédemment, la luminositéd'une étoile étant fonction de sa températureet de sa taille, ces étoiles sont donc caractériséespar une taille hors norme. On donne lenom d'étoiles géantes aux étoiles froides etlumineuses situées au-dessus de la séquenceprincipale et celui de naines blanches auxétoiles chaudes et peu lumineuses situées sousla séquence principale.De la théorie à la pratiqueIl existe un autre type de diagramme HR, où,en abscisse, la température de l'étoile est remplacéepar son type spectral (fig. 7). C'est lediagramme le plus utilisé aujourd'hui. Le typespectral d'une étoile fait référence à l'intensité(2) Ejnar Hertzsprung (1876-1967), astronome danois quidécouvrit les étoiles géantes et naines.(3) Henry Norris Russell (1877-1957), astronome américainqui proposa une théorie des étoiles doubles à éclipses.relative de certaines raies de l'élément hydrogène.En estimant à l'œil nu l'intensité de cesraies, on peut rapidement avoir une bonneidée de la température de l'étoile. Cetteméthode est plus rapide que si l'on recherchaitle pic d'émission dans le spectre, quand bienmême cela serait possible.Pour des raisons historiques, les sept typesspectraux principaux sont, par ordre de températuredécroissante : O, B, A, F, G, K et M,auxquels sont venus s'ajouter récemment lestypes spectraux d'objets intermédiaires entreétoiles et planètes, les naines brunes. Cestypes sont divisés à leur tour en dix catégories,de 0 à 9. Il convient alors de préciser laclasse de luminosité de l'étoile, c'est-à-dire saposition par rapport à la séquence principale,au groupe des naines blanches ou des géantes.Pour y parvenir, la lumière va, une fois deplus, nous offrir une solution élégante. S'ils'agit d'une étoile géante, ses couches externessont ténues et sources de raies d'absorptionfines et nettes. S'il s'agit d'une naine blanche,donc une étoile au fort potentiel gravitationnel,son atmosphère est dense : les raies d'absorptionsont intenses et floues. Les étoiles dela séquence principale présentent des raiesd'absorption de netteté intermédiaire. La nettetédes raies permet donc de ranger les étoilesselon des classes de luminosité, notées de I àIV pour les géantes (des supergéantes les plusbrillantes aux sous-géantes), V pour lesétoiles de la séquence principale et une dernièrecatégorie pour les naines blanches.La méthodologie exposée dans les paragraphesconcernant la température de la surfaceet de la taille des étoiles était certespédagogique mais inadaptée au traitementd'une grande distribution d'étoiles. En voicidonc une nouvelle : c'est en comparant lesintensités relatives de différentes raies dumême élément que l'on évalue maintenant letype spectral et donc la température de surfaced'une étoile. De même, sa taille – sa