17.4 : Utilisation de spectres pour mesurer le rayon, la composition et le mouvement des étoiles

Objectifs d'apprentissage

À la fin de cette section, vous serez en mesure de :

• Découvrez comment les astronomes peuvent en apprendre davantage sur le rayon et la composition d'une étoile en étudiant son spectre
• Expliquer comment les astronomes peuvent mesurer le mouvement et la rotation d'une étoile à l'aide de l'effet Doppler
• Décrire le mouvement correct d'une étoile et son rapport avec la vitesse spatiale de l'étoile

L'analyse du spectre d'une étoile peut nous apprendre toutes sortes de choses en plus de sa température. Nous pouvons mesurer sa composition chimique détaillée ainsi que la pression dans son atmosphère. À partir de la pression, nous obtenons des indices sur sa taille. Nous pouvons également mesurer son mouvement vers ou loin de nous et estimer sa rotation.

Des indices sur la taille d'une étoile

Comme nous le verrons dans The Stars : A Celestial Census, les étoiles sont de tailles très variées. À certaines périodes de leur vie, les étoiles peuvent atteindre des dimensions énormes. Les étoiles d'une telle taille exagérée sont appelées géantes. Heureusement pour l'astronome, les spectres stellaires peuvent être utilisés pour distinguer les géantes des étoiles ordinaires (comme notre Soleil).

Supposons que vous souhaitiez déterminer si une étoile est géante. Une étoile géante possède une grande photosphère étendue. En raison de sa taille, les atomes d'une étoile géante sont répartis sur un grand volume, ce qui signifie que la densité des particules dans la photosphère de l'étoile est faible. Par conséquent, la pression dans la photosphère d'une étoile géante est également faible. Cette basse pression affecte le spectre de deux manières. Tout d'abord, une étoile avec une photosphère à basse pression présente des raies spectrales plus étroites qu'une étoile de même température avec une photosphère à pression plus élevée (Figure\(\PageIndex{1}\)). La différence est suffisamment grande pour qu'une étude minutieuse des spectres permette de déterminer laquelle des deux étoiles à la même température possède une pression plus élevée (et est donc plus comprimée) et laquelle a une pression plus faible (et doit donc être étendue). Cet effet est dû à des collisions entre des particules dans la photosphère de l'étoile ; un plus grand nombre de collisions conduit à des raies spectrales plus larges. Les collisions seront, bien entendu, plus fréquentes dans un environnement à forte densité. Considérez les choses comme des véhicules : les collisions sont beaucoup plus probables aux heures de pointe, lorsque la densité de voitures est élevée.

Ensuite, plus d'atomes sont ionisés dans une étoile géante que dans une étoile comme le Soleil ayant la même température. L'ionisation des atomes dans les couches extérieures d'une étoile est principalement causée par les photons, et la quantité d'énergie transportée par les photons est déterminée par la température. Mais la durée pendant laquelle les atomes restent ionisés dépend en partie de la pression. Comparativement à ce qui se passe dans le Soleil (avec sa photosphère relativement dense), les atomes ionisés de la photosphère d'une étoile géante sont moins susceptibles de passer suffisamment près des électrons pour interagir et se combiner avec un ou plusieurs d'entre eux, redevenant ainsi neutres. Comme nous l'avons vu plus haut, les atomes ionisés ont des spectres différents de ceux des atomes neutres.

Figure\(\PageIndex{1}\) : Lignes spectrales. Cette figure illustre une différence entre les raies spectrales provenant d'étoiles ayant la même température mais des pressions différentes. Une étoile géante avec une photosphère à très basse pression présente des raies spectrales très étroites (en bas), tandis qu'une étoile plus petite avec une photosphère à pression plus élevée présente des raies spectrales beaucoup plus larges (en haut).

Abondance des éléments

Les raies d'absorption de la majorité des éléments chimiques connus ont maintenant été identifiées dans les spectres du Soleil et des étoiles. Si nous voyons des raies de fer dans le spectre d'une étoile, par exemple, nous savons immédiatement que l'étoile doit contenir du fer.

Notez que l'absence de raies spectrales d'un élément ne signifie pas nécessairement que l'élément lui-même est absent. Comme nous l'avons vu, la température et la pression dans l'atmosphère d'une étoile détermineront quels types d'atomes sont capables de produire des raies d'absorption. Ce n'est que si les conditions physiques de la photosphère d'une étoile sont telles que les lignes d'un élément devraient être présentes (selon les calculs) que nous pouvons conclure que l'absence de raies spectrales observables implique une faible abondance de l'élément.

Supposons que deux étoiles aient des températures et des pressions identiques, mais que les raies, par exemple, du sodium soient plus fortes dans l'une que dans l'autre. Des lignes plus fortes signifient qu'il y a plus d'atomes dans la photosphère stellaire qui absorbent la lumière. Par conséquent, nous savons immédiatement que l'étoile dont les raies sodiques sont plus fortes contient plus de sodium. Des calculs complexes sont nécessaires pour déterminer exactement la quantité supplémentaire, mais ces calculs peuvent être effectués pour n'importe quel élément observé dans n'importe quelle étoile, quelle que soit la température et la pression.

Bien entendu, les manuels d'astronomie tels que le nôtre donnent toujours l'impression que ces choses semblent un peu plus faciles qu'elles ne le sont réellement. Si vous regardez les spectres stellaires tels que ceux de la Figure\(17.3.3\) de la Section 17.3, vous aurez peut-être une idée de la difficulté de décoder toutes les informations contenues dans les milliers de raies d'absorption. Tout d'abord, il a fallu de nombreuses années de travail minutieux en laboratoire sur Terre pour déterminer les longueurs d'onde précises auxquelles les gaz chauds de chaque élément ont leurs raies spectrales. De longs livres et bases de données informatiques ont été compilés pour montrer les lignes de chaque élément visibles à chaque température. Deuxièmement, les spectres stellaires comportent généralement de nombreuses raies provenant d'un certain nombre d'éléments, et nous devons faire attention à les trier correctement. Parfois, la nature n'est pas utile et les lignes de différents éléments ont des longueurs d'onde identiques, ce qui ajoute à la confusion. Et troisièmement, comme nous l'avons vu dans le chapitre sur le rayonnement et les spectres, le mouvement de l'étoile peut modifier la longueur d'onde observée de chacune des raies. Les longueurs d'onde observées peuvent donc ne pas correspondre exactement aux mesures de laboratoire. Dans la pratique, l'analyse des spectres stellaires est une tâche exigeante, parfois frustrante, qui nécessite à la fois de la formation et des compétences

Des études des spectres stellaires ont montré que l'hydrogène représente environ les trois quarts de la masse de la plupart des étoiles. L'hélium est le deuxième élément le plus abondant, constituant près du quart de la masse d'une étoile. Ensemble, l'hydrogène et l'hélium constituent de 96 à 99 % de la masse ; dans certaines étoiles, ils représentent plus de 99,9 %. Parmi les 4 % ou moins d' « éléments lourds », l'oxygène, le carbone, le néon, le fer, l'azote, le silicium, le magnésium et le soufre sont parmi les plus abondants. En général, mais pas toujours, les éléments de poids atomique inférieur sont plus abondants que ceux de poids atomique supérieur.

Examinez attentivement la liste des éléments du paragraphe précédent. Deux des plus abondants sont l'hydrogène et l'oxygène (qui composent l'eau) ; ajoutez du carbone et de l'azote et vous commencez à rédiger la prescription de chimie d'un étudiant en astronomie. Nous sommes composés d'éléments communs à l'univers, simplement mélangés entre eux sous une forme beaucoup plus sophistiquée (et dans un environnement beaucoup plus frais) que dans une étoile.

Comme nous l'avons mentionné dans la section Les spectres des étoiles (et des naines brunes), les astronomes utilisent le terme « métaux » pour désigner tous les éléments plus lourds que l'hydrogène et l'hélium. La fraction de la masse d'une étoile composée de ces éléments est appelée métallicité de l'étoile. La métallicité du Soleil, par exemple, est de 0,02, puisque 2 % de la masse du Soleil est constituée d'éléments plus lourds que l'hélium.

L'annexe K indique la fréquence de chaque élément dans l'univers (par rapport à l'hydrogène) ; ces estimations sont basées principalement sur l'étude du Soleil, qui est une étoile typique. Certains éléments très rares n'ont toutefois pas été détectés dans le Soleil. Les estimations des quantités de ces éléments dans l'univers sont basées sur des mesures en laboratoire de leur abondance dans des météorites primitives, considérées comme représentatives de la matière non modifiée condensée par la nébuleuse solaire (voir le chapitre Échantillons cosmiques et origine du système solaire).

Vitesse radiale

Lorsque nous mesurons le spectre d'une étoile, nous déterminons la longueur d'onde de chacune de ses raies. Si l'étoile ne se déplace pas par rapport au Soleil, la longueur d'onde correspondant à chaque élément sera la même que celle que nous mesurons dans un laboratoire ici sur Terre. Mais si les étoiles se rapprochent de nous ou s'éloignent de nous, il faut tenir compte de l'effet Doppler. Nous devrions voir toutes les raies spectrales des étoiles en mouvement se déplacer vers l'extrémité rouge du spectre si l'étoile s'éloigne de nous, ou vers l'extrémité bleue (violette) si elle se déplace vers nous (Figure\(\PageIndex{2}\)). Plus le décalage est important, plus l'étoile se déplace rapidement. Ce mouvement, le long de la ligne de visée entre l'étoile et l'observateur, est appelé vitesse radiale et est généralement mesuré en kilomètres par seconde.

Figure\(\PageIndex{2}\) : Étoiles décalées par Doppler. Lorsque les raies spectrales d'une étoile en mouvement se déplacent vers l'extrémité rouge du spectre, nous savons que l'étoile s'éloigne de nous. S'ils se déplacent vers l'extrémité bleue, l'étoile se déplace vers nous.

William Huggins, encore une fois pionnier, a effectué en 1868 la première détermination de la vitesse radiale d'une étoile. Il a observé le décalage Doppler dans l'une des raies d'hydrogène du spectre de Sirius et a découvert que cette étoile se dirigeait vers le système solaire. Aujourd'hui, la vitesse radiale peut être mesurée pour n'importe quelle étoile suffisamment brillante pour que son spectre puisse être observé. Comme nous le verrons dans The Stars : A Celestial Census, les mesures de la vitesse radiale des étoiles doubles sont cruciales pour calculer les masses stellaires.

Mouvement approprié

Il existe un autre type de mouvement que les étoiles peuvent avoir et qui ne peut pas être détecté à l'aide des spectres stellaires. Contrairement au mouvement radial, qui se produit le long de notre ligne de visée (c'est-à-dire vers ou loin de la Terre), ce mouvement, appelé mouvement propre, est transversal, c'est-à-dire qu'il traverse notre ligne de visée. Nous y voyons un changement de la position relative des étoiles sur la sphère céleste (Figure\(\PageIndex{3}\)). Ces changements sont très lents. Même l'étoile ayant le mouvement propre le plus important met 200 ans à changer de position dans le ciel d'une quantité égale à la largeur de la pleine lune, et les mouvements des autres étoiles sont encore plus petits.

Figure Large Propre Motion. Trois photographies de l'étoile de Barnard, l'étoile présentant le plus grand mouvement propre connu, montrent comment cette étoile faible s'est déplacée sur une période de 20 ans.

C'est pourquoi, à l'œil nu, nous ne remarquons aucun changement dans la position des étoiles brillantes au cours de la vie humaine. Mais si nous pouvions vivre assez longtemps, les changements deviendraient évidents. Par exemple, dans quelque 50 000 ans, les observateurs terrestres constateront que le manche de la Grande Ourse est nettement plus tordu qu'il ne l'est actuellement (Figure\(\PageIndex{4}\)).

Figure\(\PageIndex{4}\) : Changements dans la Grande Ourse. Cette figure montre les modifications de l'apparence de la Grande Ourse dues au mouvement normal des étoiles sur une période de 100 000 ans.

Nous mesurons le mouvement correct d'une étoile en secondes arctiques (1/3600 de degré) par an. C'est-à-dire que la mesure du mouvement correct ne nous indique que par l'angle dans lequel une étoile a changé de position par rapport à la sphère céleste. Si deux étoiles situées à des distances différentes se déplacent à la même vitesse perpendiculairement à notre ligne de visée, plus l'étoile la plus proche présentera un changement de position plus important sur la sphère céleste en un an. Par analogie, imaginez que vous vous trouvez au bord d'une autoroute. Des voitures sembleront passer devant vous. Si vous observez ensuite la circulation depuis un point de vue situé à 800 mètres, les voitures se déplaceront beaucoup plus lentement dans votre champ de vision. Pour convertir ce mouvement angulaire en vitesse, nous devons savoir à quelle distance se trouve l'étoile.

Pour connaître la vitesse spatiale réelle d'une étoile, c'est-à-dire sa vitesse totale et la direction dans laquelle elle se déplace dans l'espace par rapport au Soleil, nous devons connaître sa vitesse radiale, son mouvement correct et sa distance (Figure\(\PageIndex{5}\)). La vitesse spatiale d'une étoile peut également, au fil du temps, entraîner une modification significative de sa distance par rapport au Soleil. Sur plusieurs centaines de milliers d'années, ces changements peuvent être suffisamment importants pour affecter la luminosité apparente des étoiles voisines. Aujourd'hui, Sirius, dans la constellation du Canis Majeur (le Grand Chien), est l'étoile la plus brillante du ciel, mais il y a 100 000 ans, l'étoile Canope de la constellation de la Carine (la quille) était la plus brillante. Dans un peu plus de 200 000 ans, Sirius s'est quelque peu éloignée et s'est quelque peu estompée, et Vega, l'étoile bleu vif de Lyra, occupera sa place d'honneur en tant qu'étoile la plus brillante du ciel de la Terre.

Figure\(\PageIndex{5}\) : Vitesse spatiale et mouvement correct. Cette figure montre la vitesse spatiale réelle d'une étoile. La vitesse radiale est la composante de la vitesse spatiale projetée le long de la ligne de visée entre le Soleil et une étoile. La vitesse transversale est une composante de la vitesse spatiale projetée dans le ciel. Ce que les astronomes mesurent, c'est le mouvement propre (μ), c'est-à-dire le changement de la direction apparente dans le ciel mesuré en fractions de degré. Pour convertir ce changement de direction en une vitesse, disons, en kilomètres par seconde, il est nécessaire de connaître également la distance (d) entre le Soleil et l'étoile.

Rotation

Nous pouvons également utiliser l'effet Doppler pour mesurer la vitesse de rotation d'une étoile. Si un objet tourne, alors l'un de ses côtés s'approche de nous tandis que l'autre s'éloigne (à moins que son axe de rotation ne soit pointé exactement vers nous). C'est clairement le cas pour le Soleil ou une planète ; nous pouvons observer la lumière provenant du bord approchant ou reculant de ces objets voisins et mesurer directement les décalages Doppler qui résultent de la rotation.

Les étoiles, cependant, sont si éloignées qu'elles apparaissent toutes comme des points non résolus. Le mieux que nous puissions faire est d'analyser la lumière de l'étoile entière en une seule fois. En raison de l'effet Doppler, les raies de la lumière qui proviennent du côté de l'étoile qui tourne vers nous sont décalées vers des longueurs d'onde plus courtes et les raies de la lumière provenant du bord opposé de l'étoile sont décalées vers des longueurs d'onde plus longues. Vous pouvez considérer chaque raie spectrale que nous observons comme la somme ou la composition de raies spectrales provenant de différentes vitesses par rapport à nous. Chaque point de l'étoile possède son propre décalage Doppler, de sorte que la ligne d'absorption que nous voyons depuis l'ensemble de l'étoile est en fait beaucoup plus large qu'elle ne le serait si l'étoile ne tournait pas. Si une étoile tourne rapidement, les décalages Doppler seront plus étendus et toutes ses raies spectrales devraient être assez larges. En fait, les astronomes appellent cela un élargissement de la ligne d'effet, et l'ampleur de cet élargissement peut nous indiquer la vitesse à laquelle l'étoile tourne (Figure\(\PageIndex{6}\)).

Figure\(\PageIndex{6}\) : Utilisation d'un spectre pour déterminer la rotation des étoiles. Une étoile tournante présentera des raies spectrales plus larges qu'une étoile non rotative.

Les mesures de la largeur des raies spectrales montrent que de nombreuses étoiles tournent plus vite que le Soleil, certaines avec des périodes de moins d'une journée ! Ces rotateurs rapides tournent si vite que leurs formes sont « aplaties » pour former ce que nous appelons des sphéroïdes aplatis. L'étoile Vega, qui tourne toutes les 12,5 heures, en est un exemple. La rotation de Vega aplatit tellement sa forme que son diamètre à l'équateur est 23 % plus large que son diamètre aux pôles (Figure\(\PageIndex{7}\)). Le Soleil, dont la période de rotation est d'environ un mois, tourne assez lentement. Des études ont montré que les étoiles diminuent leur vitesse de rotation à mesure qu'elles vieillissent. Les jeunes étoiles tournent très rapidement, avec des périodes de rotation de quelques jours ou moins. Les très vieilles étoiles peuvent avoir des périodes de rotation de plusieurs mois.

Figure\(\PageIndex{7}\) : Comparaison d'étoiles en rotation. Cette illustration compare l'étoile Altair qui tourne plus rapidement au Soleil qui tourne plus lentement.

Comme vous pouvez le constater, la spectroscopie est une technique extrêmement puissante qui nous permet d'apprendre toutes sortes d'informations sur les étoiles que nous ne pourrions tout simplement pas recueillir autrement. Nous verrons dans les chapitres suivants que ces mêmes techniques peuvent également nous renseigner sur les galaxies, qui sont les objets les plus éloignés que nous pouvons observer. Sans spectroscopie, nous ne saurions presque rien de l'univers au-delà du système solaire.

ASTRONOMIE ET PHILANTHROPIE

Tout au long de l'histoire de l'astronomie, les contributions de riches mécènes de la science ont fait une énorme différence dans la construction de nouveaux instruments et la réalisation de projets de recherche à long terme. Le projet de classification stellaire d'Edward Pickering, qui devait s'étendre sur plusieurs décennies, a été rendu possible grâce à d'importants dons d'Anna Draper. Elle était la veuve de Henry Draper, un médecin qui était l'un des astronomes amateurs les plus accomplis du XIXe siècle et la première personne à photographier avec succès le spectre d'une étoile. Anna Draper a donné plusieurs centaines de milliers de dollars à l'Observatoire de Harvard. En conséquence, le grand levé spectroscopique est toujours connu sous le nom de Henry Draper Memorial, et de nombreuses étoiles sont toujours désignées par leur numéro « HD » dans ce catalogue (comme HD 209458).

Dans les années 1870, l'excentrique fabricant de pianos et magnat de l'immobilier James Lick (Figure\(\PageIndex{8}\)) a décidé de laisser une partie de sa fortune pour construire le plus grand télescope du monde. Lorsque, en 1887, la jetée devant abriter le télescope a été terminée, le corps de Lick y a été enseveli. Au sommet de la fondation se dressait un réfracteur de 36 pouces, qui a été pendant de nombreuses années l'instrument principal de l'observatoire Lick, près de San Jose.

Figure\(\PageIndex{8}\) : Henry Draper (1837—1882) et James Lick (1796-1876). (a) Draper se trouve à côté d'un télescope utilisé pour la photographie. Après sa mort, sa veuve a financé d'autres travaux d'astronomie en son nom. (b) Lick était un philanthrope qui a fourni des fonds pour construire une lunette de 36 pouces, non seulement pour se rendre hommage à lui-même, mais aussi pour contribuer à de nouvelles recherches astronomiques.

Le télescope Lick est resté le plus grand du monde jusqu'en 1897, lorsque George Ellery Hale a persuadé le millionnaire des chemins de fer Charles Yerkes de financer la construction d'un télescope de 40 pouces près de Chicago. Plus récemment, Howard Keck, dont la famille a fait fortune dans l'industrie pétrolière, a donné 70 millions de dollars de sa fondation familiale au California Institute of Technology pour aider à construire le plus grand télescope du monde au sommet du sommet de 14 000 pieds du Mauna Kea à Hawaï (voir le chapitre sur les instruments astronomiques pour en savoir plus plus d'informations sur ces télescopes). La Fondation Keck était tellement satisfaite de ce que l'on appelle aujourd'hui le télescope Keck qu'elle a donné 74 millions de dollars supplémentaires pour construire Keck II, un autre réflecteur de 10 mètres sur le même pic volcanique.

Maintenant, si l'un d'entre vous devient millionnaire ou milliardaire et que l'astronomie a suscité votre intérêt, pensez à un instrument ou à un projet astronomique lorsque vous planifiez votre succession. Mais franchement, la philanthropie privée ne pouvait absolument pas soutenir la pleine entreprise de recherche scientifique en astronomie. Une grande partie de notre exploration de l'univers est financée par des agences fédérales telles que la National Science Foundation et la NASA aux États-Unis, et par des agences gouvernementales similaires dans les autres pays. De cette façon, nous sommes tous, avec une très petite partie de l'argent de nos impôts, des philanthropes pour l'astronomie.

Résumé

Les spectres d'étoiles ayant la même température mais des pressions atmosphériques différentes présentent des différences subtiles. Les spectres peuvent donc être utilisés pour déterminer si une étoile a un grand rayon et une pression atmosphérique basse (une étoile géante) ou un petit rayon et une pression atmosphérique élevée. Les spectres stellaires peuvent également être utilisés pour déterminer la composition chimique des étoiles ; l'hydrogène et l'hélium constituent la majeure partie de la masse de toutes les étoiles. Les mesures des décalages de ligne produits par effet Doppler indiquent la vitesse radiale d'une étoile. L'élargissement des raies spectrales par effet Doppler est une mesure de la vitesse de rotation. Une étoile peut également afficher un mouvement approprié, en raison de la composante de la vitesse spatiale de l'étoile à travers la ligne de visée.

Lexique

géant

une étoile de taille exagérée avec une grande photosphère étendue

mouvement approprié

le changement angulaire annuel de la direction d'une étoile vue du Soleil

vitesse radiale

mouvement vers ou loin de l'observateur ; composante de la vitesse relative qui se trouve dans la ligne de visée

vitesse spatiale

la vitesse et la direction totales (tridimensionnelles) avec lesquelles un objet se déplace dans l'espace par rapport au Soleil