17.3 : Le spectre des étoiles (et des naines brunes)
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Objectifs d'apprentissage
À la fin de cette section, vous serez en mesure de :
- Décrire comment les astronomes utilisent les classes spectrales pour caractériser les étoiles
- Expliquez la différence entre une étoile et une naine brune
La mesure des couleurs n'est qu'un des moyens d'analyser la lumière des étoiles. Une autre méthode consiste à utiliser un spectrographe pour répartir la lumière dans un spectre (voir les chapitres Rayonnement et Spectres et Instruments astronomiques). En 1814, le physicien allemand Joseph Fraunhofer a observé que le spectre du Soleil montre des lignes sombres traversant une bande continue de couleurs. Dans les années 1860, les astronomes anglais Sir William Huggins et Lady Margaret Huggins (Figure\(\PageIndex{1}\)) ont réussi à identifier certaines raies des spectres stellaires comme étant celles d'éléments connus de la Terre, montrant ainsi que les mêmes éléments chimiques trouvés dans le Soleil et les planètes existent dans les étoiles. Depuis lors, les astronomes ont travaillé d'arrache-pied pour perfectionner les techniques expérimentales d'obtention et de mesure des spectres, et ils ont développé une compréhension théorique de ce que l'on peut apprendre des spectres. Aujourd'hui, l'analyse spectroscopique est l'une des pierres angulaires de la recherche astronomique.
Formation de spectres stellaires
Lorsque les spectres des différentes étoiles ont été observés pour la première fois, les astronomes ont découvert qu'ils n'étaient pas tous identiques. Les lignes sombres étant produites par les éléments chimiques présents dans les étoiles, les astronomes ont d'abord pensé que les spectres différaient les uns des autres parce que les étoiles ne sont pas toutes constituées des mêmes éléments chimiques. Cette hypothèse s'est révélée fausse. La principale raison pour laquelle les spectres stellaires sont différents est que les étoiles ont des températures différentes. La plupart des étoiles ont à peu près la même composition que le Soleil, à quelques exceptions près.
L'hydrogène, par exemple, est de loin l'élément le plus abondant dans la plupart des étoiles. Cependant, les raies d'hydrogène ne sont pas visibles dans le spectre des étoiles les plus chaudes et les plus froides. Dans l'atmosphère des étoiles les plus chaudes, les atomes d'hydrogène sont complètement ionisés. Comme l'électron et le proton sont séparés, l'hydrogène ionisé ne peut pas produire de raies d'absorption. (Rappelons que dans la section Formation de raies spectrales, les raies sont le résultat de la modification des niveaux d'énergie des électrons en orbite autour d'un noyau.)
Dans l'atmosphère des étoiles les plus froides, les atomes d'hydrogène sont attachés à leurs électrons et peuvent changer de niveau d'énergie pour produire des lignes. Cependant, pratiquement tous les atomes d'hydrogène se trouvent dans l'état énergétique le plus bas (non excités) de ces étoiles et ne peuvent donc absorber que les photons capables de faire passer un électron de ce premier niveau d'énergie à un niveau supérieur. Les photons ayant suffisamment d'énergie pour ce faire se trouvent dans la partie ultraviolette du spectre électromagnétique, et il y a très peu de photons ultraviolets dans le rayonnement d'une étoile froide. Cela signifie que si vous observez le spectre d'une étoile très chaude ou très froide à l'aide d'un télescope classique à la surface de la Terre, l'élément le plus courant de cette étoile, l'hydrogène, montrera de très faibles raies spectrales, voire aucune.
Les raies d'hydrogène de la partie visible du spectre (appelées raies de Balmer) sont les plus fortes dans les étoiles dont la température est intermédiaire, ni trop chaude ni trop froide. Les calculs montrent que la température optimale pour produire des raies d'hydrogène visibles est d'environ 10 000 K. À cette température, un nombre appréciable d'atomes d'hydrogène sont excités jusqu'au deuxième niveau d'énergie. Ils peuvent ensuite absorber des photons supplémentaires, atteindre des niveaux d'excitation encore plus élevés et produire une raie d'absorption sombre. De même, chaque élément chimique sur deux, à chacun de ses stades possibles d'ionisation, possède une température caractéristique à laquelle il est le plus efficace pour produire des raies d'absorption dans une partie particulière du spectre.
Classification des spectres stellaires
Les astronomes utilisent les motifs des raies observées dans les spectres stellaires pour classer les étoiles dans une classe spectrale. Comme la température d'une étoile détermine les raies d'absorption présentes dans son spectre, ces classes spectrales sont une mesure de sa température de surface. Il existe sept classes spectrales standard. De la plus chaude à la plus froide, ces sept classes spectrales sont désignées O, B, A, F, G, K et M. Récemment, les astronomes ont ajouté trois classes supplémentaires pour des objets encore plus froids : L, T et Y.
À ce stade, vous êtes peut-être en train de regarder ces lettres avec étonnement et de vous demander pourquoi les astronomes n'ont pas appelé les types spectraux A, B, C, etc. Vous verrez, en vous racontant l'histoire, qu'il s'agit d'un cas où la tradition l'a emporté sur le bon sens.
Dans les années 1880, Williamina Fleming a conçu un système de classification des étoiles en fonction de la force des raies d'absorption d'hydrogène. Les spectres présentant les raies les plus fortes ont été classés comme des étoiles « A », les étoiles « B » les plus fortes, et ainsi de suite jusqu'aux étoiles « O », dans lesquelles les raies d'hydrogène étaient très faibles. Mais nous avons vu plus haut que les raies d'hydrogène ne constituent pas à elles seules un bon indicateur pour classer les étoiles, car leurs raies disparaissent du spectre de la lumière visible lorsque les étoiles deviennent trop chaudes ou trop froides.
Dans les années 1890, Annie Jump Cannon a révisé ce système de classification en se concentrant sur quelques lettres du système original : A, B, F, G, K, M et O. Au lieu de recommencer, Cannon a également réorganisé les classes existantes, par ordre décroissant de température, dans l'ordre que nous avons appris : O, B, A, F, G, K, M. As vous pouvez lire dans le reportage sur Annie Cannon : Classifier of the Stars. Plus loin dans cette section, elle a classé environ 500 000 étoiles au cours de sa vie, classant jusqu'à trois étoiles par minute en examinant les spectres stellaires.
Sloan Digital Sky Survey
Pour en savoir plus sur les types spectraux, explorez le projet interactif du Sloan Digital Sky Survey dans le cadre duquel vous pourrez vous entraîner à classer les étoiles vous-même.
Pour aider les astronomes à se souvenir de cet ordre de lettres insensé, Cannon a créé un mnémotechnique intitulé « Oh Be A Fine Girl, Kiss Me ». (Si tu préfères, tu peux facilement remplacer « Guy » par « Fille ».) Parmi les autres mnémotechniques qui, nous l'espérons, ne vous intéresseront pas, citons « Oh Brother, Astronomers Frequently Give Killer Midterms » et « Oh Boy, An F Grade Kills Me ! » Avec les nouvelles classes spectrales L, T et Y, le mnémotechnique pourrait être étendu à « Oh Be A Fine Girl (Guy), Kiss Me Like That, Yo ! »
Chacune de ces classes spectrales, à l'exception peut-être de la classe Y qui est encore en cours de définition, est subdivisée en 10 sous-classes désignées par les numéros 0 à 9. Une étoile B0 est le type d'étoile B le plus chaud ; une étoile B9 est le type d'étoile B le plus cool et n'est que légèrement plus chaude qu'une étoile A0.
Et encore un mot de vocabulaire : pour des raisons historiques, les astronomes qualifient tous les éléments de plus lourds que l'hélium, même si la plupart d'entre eux ne présentent pas de propriétés métalliques. (Si le jargon particulier utilisé par les astronomes vous ennuie, n'oubliez pas que chaque domaine de l'activité humaine a tendance à développer son propre vocabulaire spécialisé. Essayez simplement de lire un formulaire d'accord de carte de crédit ou de réseau social (ces derniers temps, sans formation en droit !)
Jetons un coup d'œil à certains détails de la façon dont le spectre des étoiles change en fonction de la température. (Ce sont ces détails qui ont permis à Annie Cannon d'identifier les types spectraux des étoiles aussi rapidement que trois par minute !) Comme le\(\PageIndex{2}\) montre la figure, dans les étoiles O les plus chaudes (celles dont la température est supérieure à 28 000 K), seules les raies d'hélium ionisé et les atomes hautement ionisés d'autres éléments sont visibles. Les raies d'hydrogène sont les plus fortes dans les étoiles A dont la température atmosphérique est d'environ 10 000 K. Les métaux ionisés constituent les raies les plus visibles dans les étoiles dont la température se situe entre 6 000 et 7 500 K (type spectral F). Dans les étoiles M les plus froides (en dessous de 3500 K), les bandes d'absorption de l'oxyde de titane et d'autres molécules sont très fortes. D'ailleurs, la classe spectrale attribuée au Soleil est G2. La séquence des classes spectrales est résumée dans le tableau\(\PageIndex{1}\).
| Classe spectrale | Couleur | Température approximative (K) | Caractéristiques principales | Exemples |
|---|---|---|---|---|
| O | bleu | > 30 000 | Lignes d'hélium neutre et ionisé, raies d'hydrogène faible | 10 lacérations |
| B | Bleu-blanc | 10 000 à 30 000 | Lignes d'hélium neutres, lignes d'hydrogène fortes | Rigel, Espagne |
| UN | blanc | 750 à 10 000 | Lignes d'hydrogène les plus fortes, raies de calcium faiblement ionisé, conduites de métaux faiblement ionisés (fer, magnésium, par exemple) | Sirius, Vega |
| F | jaune-blanc | 6000—7500 | Lignes d'hydrogène fortes, lignes de calcium fortement ionisé, lignes de sodium faibles, nombreuses lignes métalliques ionisées | Canopus, Procyon |
| G | jaune | 5200—6000 | Lignes d'hydrogène plus faibles, raies de calcium fortement ionisé, raies de sodium fortes, nombreuses lignées de métaux ionisés et neutres | Soleil, Capella |
| K | Orange | 3700—5200 | Lignes d'hydrogène très faibles, raies de calcium fortement ionisé, raies de sodium fortes, nombreuses lignées de métaux neutres | Arcturus, Aldébaran |
| M | rouge | 2400—3700 | De fortes lignées de métaux neutres et de bandes moléculaires d'oxyde de titane dominent | Bételgeuse, Antares |
| L | rouge | 1300—2400 | Lignes à hydrure métallique, lignes à métaux alcalins (par exemple, sodium, potassium, rubidium) | Teide 1 |
| T | Magenta | 700—1300 | Lignes de méthane | Gliese 229B |
| Y | Infrarouge 1 | < 700 | Canalisations d'ammoniac | SAGE 1828+2650 |
Pour voir comment fonctionne la classification spectrale, utilisons Figure\(\PageIndex{2}\). Supposons que vous ayez un spectre dans lequel les raies d'hydrogène sont environ deux fois moins fortes que celles observées dans une étoile A. En regardant les lignes de notre figure, vous voyez que l'étoile peut être soit une étoile B, soit une étoile G. Mais si le spectre contient également des raies d'hélium, il s'agit d'une étoile B, alors que s'il contient des raies de fer ionisé et d'autres métaux, il doit s'agir d'une étoile G.
Si vous regardez la Figure\(\PageIndex{3}\), vous pouvez voir que vous pouvez, vous aussi, attribuer une classe spectrale à une étoile dont le type n'était pas encore connu. Il suffit de faire correspondre le motif des raies spectrales à une étoile standard (comme celles présentées sur la figure) dont le type a déjà été déterminé.
Les couleurs et les classes spectrales peuvent être utilisées pour estimer la température d'une étoile. Les spectres sont plus difficiles à mesurer car la lumière doit être suffisamment brillante pour être diffusée dans toutes les couleurs de l'arc-en-ciel, et les détecteurs doivent être suffisamment sensibles pour répondre aux différentes longueurs d'onde. Pour mesurer les couleurs, les détecteurs n'ont qu'à répondre aux nombreuses longueurs d'onde qui traversent simultanément les filtres colorés choisis, c'est-à-dire à toute la lumière bleue ou à toute la lumière jaune-verte.
ANNIE CANNON : CLASSIFICATEUR DES ÉTOILES
Annie Jump Cannon est née dans le Delaware en 1863 (Figure\(\PageIndex{4}\)). En 1880, elle est allée au Wellesley College, l'un des nouveaux collèges américains ouverts à l'éducation des jeunes femmes. Wellesley, qui n'avait que 5 ans à l'époque, possédait le deuxième laboratoire de physique pour étudiants du pays et offrait une excellente formation en sciences fondamentales. Après l'université, Cannon a passé une décennie avec ses parents mais était très insatisfaite, désireuse de faire des travaux scientifiques. Après la mort de sa mère en 1893, elle est retournée à Wellesley en tant qu'assistante pédagogique et pour suivre des cours à Radcliffe, le collège pour femmes associé à Harvard.
À la fin des années 1800, le directeur de l'Observatoire de Harvard, Edward C. Pickering, avait besoin de beaucoup d'aide pour réaliser son ambitieux programme de classification des spectres stellaires. La base de ces études était une collection monumentale de près d'un million de spectres photographiques d'étoiles, obtenue à partir de nombreuses années d'observations effectuées à l'observatoire du Harvard College dans le Massachusetts ainsi que dans ses stations d'observation à distance en Amérique du Sud et en Afrique du Sud. Pickering a rapidement découvert que des jeunes femmes instruites pouvaient être embauchées comme assistantes pour un tiers ou un quart du salaire versé aux hommes, et qu'elles acceptaient souvent des conditions de travail et des tâches répétitives que des hommes ayant le même niveau d'éducation ne toléraient pas. Ces femmes sont devenues connues sous le nom de Harvard Computers. (Il convient de souligner que les astronomes n'étaient pas les seuls à tirer de telles conclusions concernant l'idée relativement nouvelle selon laquelle les femmes de la classe supérieure et instruites travaillaient en dehors du foyer : les femmes étaient exploitées et sous-évaluées dans de nombreux domaines. C'est un héritage dont notre société commence tout juste à émerger.)
Pickering a engagé Cannon comme l'un des « ordinateurs » chargés d'aider à la classification des spectres. Elle est devenue si douée qu'elle a pu examiner visuellement et déterminer les types spectraux de plusieurs centaines d'étoiles par heure (en dictant ses conclusions à un assistant). Elle a fait de nombreuses découvertes en étudiant les plaques photographiques de Harvard, dont 300 étoiles variables (étoiles dont la luminosité change périodiquement). Mais son principal héritage est un merveilleux catalogue de types spectraux pour des centaines de milliers d'étoiles, qui a servi de base à une grande partie de l'astronomie du XXe siècle.
En 1911, un comité d'astronomes invités a déclaré qu' « elle est la seule personne au monde capable d'effectuer ce travail rapidement et avec précision » et a exhorté Harvard à donner un rendez-vous officiel à Cannon, conformément à ses compétences et à sa renommée. Cependant, ce n'est qu'en 1938 que Harvard l'a nommée astronome à l'université ; elle avait alors 75 ans.
Cannon a reçu le premier diplôme honorifique décerné par Oxford à une femme, et elle est devenue la première femme à être élue dirigeante de l'American Astronomical Society, la principale organisation professionnelle d'astronomes aux États-Unis. Elle a généreusement fait don de l'argent provenant de l'un des principaux prix qu'elle avait remportés pour créer un prix spécial pour les femmes en astronomie, aujourd'hui connu sous le nom de prix Annie Jump Cannon. Fidèle à sa forme, elle a continué à classer les spectres stellaires presque jusqu'à la fin de sa vie, en 1941.
Classes spectrales L, T et Y
Le schéma conçu par Cannon a bien fonctionné jusqu'en 1988, lorsque les astronomes ont commencé à découvrir des objets encore plus froids que les étoiles de type M9. Nous utilisons le mot objet parce que bon nombre des nouvelles découvertes ne sont pas de véritables étoiles. Une étoile est définie comme un objet qui, pendant une partie de sa vie, tire 100 % de son énergie du même processus qui fait briller le Soleil : la fusion de noyaux d'hydrogène (protons) en hélium. Les objets dont la masse est inférieure à environ 7,5 % de la masse de notre Soleil (environ 0,075 M de soleil) ne deviennent pas suffisamment chauds pour que la fusion de l'hydrogène ait lieu. Avant même que la première « étoile défaillante » de ce type ne soit découverte, cette classe d'objets, dont les masses se situent entre les étoiles et les planètes, a reçu le nom de naines brunes.
Les naines brunes sont très difficiles à observer car elles sont extrêmement faibles et froides, et elles émettent la majeure partie de leur lumière dans la partie infrarouge du spectre. Ce n'est qu'après la construction de très grands télescopes, comme les télescopes Keck à Hawaï, et la mise au point de détecteurs infrarouges très sensibles que la recherche de naines brunes a été couronnée de succès. La première naine brune a été découverte en 1988 et, à l'été 2015, on comptait plus de 2 200 naines brunes connues.
Au départ, les naines brunes se voyaient attribuer des classes spectrales telles que M10 + ou « beaucoup plus froides que M9 », mais on en connaît tellement aujourd'hui qu'il est possible de commencer à attribuer des types spectraux. Les naines brunes les plus chaudes reçoivent les types L0 à L9 (températures comprises entre 2 400 et 1 300 K), tandis que les objets encore plus froids (1 300 à 700 K) reçoivent les types T0 à T9 (Figure\(\PageIndex{5}\)). Chez les naines brunes de classe L, les raies d'oxyde de titane, fortes dans les étoiles M, ont disparu. Cela est dû au fait que les naines L sont si froides que les atomes et les molécules peuvent se rassembler pour former des particules de poussière dans leur atmosphère ; le titane est enfermé dans les grains de poussière au lieu d'être disponible pour former des molécules d'oxyde de titane. Des conduites de vapeur (vapeur d'eau chaude) sont présentes, ainsi que des conduites de monoxyde de carbone et de sodium, de potassium, de césium et de rubidium neutres. Les lignées de méthane (CH4) sont fortes dans les naines brunes de classe T, car le méthane existe dans l'atmosphère des planètes géantes de notre propre système solaire.
En 2009, des astronomes ont découvert des naines brunes ultra-froides à des températures comprises entre 500 et 600 K. Ces objets présentaient des raies d'absorption dues à l'ammoniac (NH3), qui ne sont pas visibles chez les naines T. Une nouvelle classe spectrale, Y, a été créée pour ces objets. En 2015, plus de deux douzaines de naines brunes appartenant à la classe spectrale Y ont été découvertes, certaines présentant des températures comparables à celles du corps humain (environ 300 K).
La plupart des naines brunes commencent avec des températures et des spectres atmosphériques similaires à ceux des étoiles réelles avec des classes spectrales de M6,5 et plus, même si les naines brunes ne sont pas suffisamment chaudes et denses à l'intérieur pour fusionner l'hydrogène. En fait, les spectres des naines brunes et des étoiles vraies sont tellement similaires entre les types spectraux de la fin de la période M et L qu'il n'est pas possible de distinguer les deux types d'objets uniquement sur la base des spectres. Une mesure de masse indépendante est requise pour déterminer si un objet spécifique est une naine brune ou une étoile de très faible masse. Comme les naines brunes se refroidissent régulièrement tout au long de leur vie, le type spectral d'une naine brune donnée change avec le temps sur un milliard d'années ou plus, des types spectraux de la fin de la période M aux types spectraux L, T et Y.
Naines brunes de faible masse contre planètes de masse élevée
Une propriété intéressante des naines brunes est qu'elles ont toutes à peu près le même rayon que Jupiter, quelle que soit leur masse. Étonnamment, cela couvre une gamme de masses allant d'environ 13 à 80 fois la masse de Jupiter (M J). Cela peut rendre très difficile la distinction entre une naine brune de faible masse et une planète de masse élevée.
Alors, quelle est la différence entre une naine brune de faible masse et une planète de masse élevée ? L'Union astronomique internationale considère que la caractéristique distinctive est la fusion du deutérium. Bien que les naines brunes ne supportent pas la fusion régulière de l'hydrogène (proton-proton), elles sont capables de fusionner le deutérium (une forme rare d'hydrogène dont le noyau contient un proton et un neutron). La fusion du deutérium peut se produire à une température plus basse que la fusion de l'hydrogène. Si un objet a une masse suffisante pour faire fondre du deutérium (environ 13 M J ou 0,012 M de soleil), il s'agit d'une naine brune. Les objets de moins de 13 M J ne fusionnent pas le deutérium et sont généralement considérés comme des planètes.
Résumé
Les différences dans les spectres des étoiles sont principalement dues à des différences de température et non de composition. Les spectres des étoiles sont décrits en termes de classes spectrales. Par ordre décroissant de température, ces classes spectrales sont O, B, A, F, G, K, M, L, T et Y. Elles sont ensuite divisées en sous-classes numérotées de 0 à 9. Les classes L, T et Y ont été ajoutées récemment pour décrire les objets ressemblant à des étoiles récemment découverts, principalement des naines brunes, qui sont plus froids que M9. Notre Soleil a un type spectral G2.
Notes
1 L'absorption par les atomes de sodium et de potassium fait apparaître les naines Y un peu moins rouges que les naines L.
Lexique
- nain brun
- un objet de taille intermédiaire entre une planète et une étoile ; la gamme de masse approximative va d'environ 1/100 de la masse du Soleil jusqu'à la limite de masse inférieure pour les réactions nucléaires autonomes, soit environ 0,075 de la masse du Soleil ; les naines brunes sont capables de fusionner le deutérium, mais pas de fusion d'hydrogène
- classe spectrale
- (ou type spectral) la classification des étoiles en fonction de leur température à l'aide des caractéristiques de leurs spectres ; les types sont O, B, A, F, G, K et M avec L, T et Y ajoutés récemment pour les objets ressemblant à des étoiles plus froides que des études récentes ont révélé