19.4 : Les distances H-R et cosmiques
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Objectifs d'apprentissage
À la fin de cette section, vous serez en mesure de :
- Comprendre comment les types spectraux sont utilisés pour estimer les luminosités stellaires
- Examinez comment ces techniques sont utilisées par les astronomes aujourd'hui
Les étoiles variables ne sont pas le seul moyen d'estimer la luminosité des étoiles. Une autre méthode consiste à utiliser le diagramme H—R, qui montre que la luminosité intrinsèque d'une étoile peut être estimée si l'on connaît son type spectral.
Distances depuis les types spectr
Aussi satisfaisantes et productives que soient les étoiles variables pour la mesure de distance, ces étoiles sont rares et ne se trouvent pas à proximité de tous les objets auxquels nous souhaitons mesurer des distances. Supposons, par exemple, que nous ayons besoin de la distance par rapport à une étoile qui ne varie pas ou à un groupe d'étoiles dont aucune n'est variable. Dans ce cas, il s'avère que le diagramme H—R peut venir à notre secours.
Si nous pouvons observer le spectre d'une étoile, nous pouvons estimer sa distance à partir de notre compréhension du diagramme H—R. Comme indiqué dans Analyzing Starlight, un examen détaillé du spectre d'une étoile permet aux astronomes de classer l'étoile dans l'un des types spectraux indiquant la température de surface. (Les types sont O, B, A, F, G, K, M, L, T et Y ; chacun d'entre eux peut être divisé en sous-groupes numérotés.) En général, cependant, le type spectral seul ne suffit pas à nous permettre d'estimer la luminosité. Reportez-vous à la figure\(18.4.1\) de la section 18.4. Une étoile G2 peut être une étoile de la séquence principale avec une luminosité de 1 L de soleil, ou une étoile géante avec une luminosité de 100 L de soleil, ou même une supergéante avec une luminosité encore plus élevée.
Cependant, nous pouvons en apprendre davantage sur le spectre d'une étoile que sur sa température. N'oubliez pas, par exemple, que nous pouvons détecter les différences de pression dans les étoiles à partir des détails du spectre. Ces connaissances sont très utiles car les étoiles géantes sont plus grandes (et ont des pressions plus faibles) que les étoiles de la séquence principale, et les supergéantes sont toujours plus grandes que les géantes. Si nous examinons en détail le spectre d'une étoile, nous pouvons déterminer s'il s'agit d'une étoile de la séquence principale, d'une géante ou d'une supergéante.
Supposons, pour commencer par l'exemple le plus simple, que le spectre, la couleur et les autres propriétés d'une étoile G2 éloignée correspondent exactement à ceux du Soleil. Il est donc raisonnable de conclure que cette étoile lointaine est susceptible d'être une étoile de la séquence principale, tout comme le Soleil, et d'avoir la même luminosité que le Soleil. Mais s'il existe de subtiles différences entre le spectre solaire et celui de l'étoile lointaine, alors l'étoile lointaine peut être géante ou même supergéante.
Le système de classification des étoiles le plus largement utilisé divise les étoiles d'une classe spectrale donnée en six catégories appelées classes de luminosité. Ces classes de luminosité sont désignées par des chiffres romains comme suit :
- Ia : Les supergéants les plus brillants
- Ib : Des supergéantes moins lumineuses
- II : Des géants brillants
- III : Les géants
- IV : Sous-géantes (intermédiaire entre les géantes et les étoiles de la séquence principale)
- V : étoiles de la séquence principale
La spécification spectrale complète d'une étoile inclut sa classe de luminosité. Par exemple, une étoile de séquence principale de classe spectrale F3 s'écrit F3 V. La spécification d'un géant M2 est M2 III. La figure\(\PageIndex{1}\) illustre la position approximative des étoiles de différentes classes de luminosité sur le diagramme H—R. Les parties pointillées des lignes représentent les régions où il n'y a que très peu ou pas d'étoiles.
Ses classes spectrales et de luminosité étant connues, la position d'une étoile sur le diagramme H—R est déterminée de manière unique. Comme le diagramme représente la luminosité en fonction de la température, cela signifie que nous pouvons maintenant lire la luminosité de l'étoile (une fois que son spectre nous a aidés à la placer sur le diagramme). Comme auparavant, si nous connaissons la luminosité réelle de l'étoile et que nous voyons à quel point elle paraît sombre, la différence nous permet de calculer sa distance. (Pour des raisons historiques, les astronomes appellent parfois cette méthode de détermination de la distance parallaxe spectroscopique, même si cette méthode n'a rien à voir avec la parallaxe.)
La méthode du diagramme H—R permet aux astronomes d'estimer les distances par rapport aux étoiles voisines, ainsi qu'à certaines des étoiles les plus éloignées de notre Galaxie, mais elle est ancrée par des mesures de parallaxe. Les distances mesurées à l'aide de la parallaxe constituent la référence absolue en matière de distances : elles ne reposent sur aucune hypothèse, uniquement sur la géométrie. Une fois que les astronomes ont pris le spectre d'une étoile proche dont nous connaissons également la parallaxe, nous connaissons la luminosité qui correspond à ce type de spectre. Les étoiles proches servent ainsi de repères pour les étoiles plus éloignées, car on peut supposer que deux étoiles ayant des spectres identiques ont la même luminosité intrinsèque.
Quelques mots sur le monde réel
Les manuels d'introduction tels que le nôtre s'efforcent de présenter le matériel de manière directe et simplifiée. Ce faisant, nous rendons parfois un mauvais service à nos étudiants en donnant l'impression que les techniques scientifiques sont trop propres et indolores. Dans le monde réel, les techniques que nous venons de décrire s'avèrent compliquées et compliquées et donnent souvent aux astronomes des maux de tête qui durent longtemps dans la journée.
Par exemple, les relations que nous avons décrites, telles que la relation période-luminosité pour certaines étoiles variables, ne sont pas exactement des lignes droites sur un graphique. Les points représentant de nombreuses étoiles sont largement dispersés lorsqu'ils sont tracés, de sorte que les distances dérivées de celles-ci ont également une certaine dispersion ou incertitude intégrée.
Les distances que nous mesurons à l'aide des méthodes dont nous avons parlé ne sont donc précises qu'à un certain pourcentage d'erreur, parfois 10 %, parfois 25 %, parfois jusqu'à 50 % ou plus. Une erreur de 25 % pour une étoile estimée à 10 000 années-lumière signifie qu'elle pourrait se trouver entre 7 500 et 12 500 années-lumière. Ce serait une incertitude inacceptable si vous chargez du carburant dans un vaisseau spatial pour un voyage vers l'étoile, mais ce n'est pas un mauvais premier chiffre à utiliser si vous êtes un astronome bloqué sur la planète Terre.
La construction de diagrammes H—R n'est pas non plus aussi simple qu'on pourrait le penser au premier abord. Pour faire un bon diagramme, il faut mesurer les caractéristiques et les distances de nombreuses étoiles, ce qui peut prendre beaucoup de temps. Comme notre propre environnement solaire est déjà bien cartographié, les étoiles que les astronomes souhaitent le plus étudier pour approfondir nos connaissances sont probablement éloignées et faibles. Des heures d'observation peuvent être nécessaires pour obtenir un spectre unique. Les observateurs peuvent avoir à passer de nombreuses nuits devant le télescope (et de nombreux jours chez eux à travailler avec leurs données) avant d'obtenir leur mesure de distance. Heureusement, cela est en train de changer, car des études comme Gaia permettront d'étudier des milliards d'étoiles, produisant ainsi des ensembles de données publiques utilisables par tous les astronomes.
Malgré ces difficultés, les outils dont nous avons discuté nous permettent de mesurer une gamme remarquable de distances : des parallaxes pour les étoiles les plus proches, des étoiles variables RR Lyrae, le diagramme H—R pour les amas d'étoiles de nos galaxies et des galaxies voisines, et des céphéides à des distances de 60 millions d'années-lumière. Le tableau\(\PageIndex{1}\) décrit les limites de distance et le chevauchement de chaque méthode.
Chaque technique décrite dans ce chapitre s'appuie sur au moins une autre méthode, formant ce que beaucoup appellent l'échelle des distances cosmiques. Les parallaxes sont à la base de toutes les estimations de distance stellaire, les méthodes spectroscopiques utilisent les étoiles voisines pour calibrer leurs diagrammes H—R, et les estimations de la distance RR Lyrae et des céphéides sont fondées sur des estimations de distance sur des diagrammes H—R (et même pour une mesure de parallaxe par rapport à une céphéide voisine, Delta Cephei).
Cette chaîne de méthodes permet aux astronomes de repousser leurs limites lorsqu'ils recherchent des étoiles encore plus éloignées. Des travaux récents, par exemple, ont utilisé des étoiles RR Lyrae pour identifier de sombres galaxies compagnes de notre propre Voie lactée à des distances de 300 000 années-lumière. La méthode du diagramme H—R a récemment été utilisée pour identifier les deux étoiles les plus éloignées de la Galaxie : des étoiles géantes rouges situées dans le halo de la Voie lactée et distantes de près d'un million d'années-lumière.
Nous pouvons combiner les distances que nous trouvons pour les étoiles avec des mesures de leur composition, de leur luminosité et de leur température, effectuées à l'aide des techniques décrites dans Analysing Starlight and The Stars : A Celestial Census. Ensemble, ils constituent l'arsenal d'informations dont nous avons besoin pour suivre l'évolution des étoiles de la naissance à la mort, sujet que nous aborderons dans les chapitres qui suivent.
| Méthode | Gamme de distance |
|---|---|
| Parallaxe trigonométrique | 4 à 30 000 années-lumière lorsque la mission Gaia est terminée |
| Étoiles RR Lyrae | Jusqu'à 300 000 années-lumière |
| Diagramme H—R et distances spectroscopiques | Jusqu'à 1 200 000 années-lumière |
| Étoiles céphéides | Jusqu'à 60 000 000 années-lumière |
Résumé
Les étoiles ayant des températures identiques mais des pressions (et des diamètres) différents ont des spectres quelque peu différents. La classification spectrale peut donc être utilisée pour estimer la classe de luminosité d'une étoile ainsi que sa température. Par conséquent, un spectre peut nous permettre de déterminer avec précision où se trouve l'étoile sur un diagramme H—R et d'établir sa luminosité. Ceci, avec la luminosité apparente de l'étoile, donne à nouveau sa distance. Les différentes méthodes de distance peuvent être utilisées pour comparer les unes aux autres et ainsi créer une sorte d'échelle de distance qui nous permet de trouver des distances encore plus grandes.
Lexique
- classe de luminosité
- une classification d'une étoile en fonction de sa luminosité au sein d'une classe spectrale donnée ; notre Soleil, une étoile G2V, a la classe de luminosité V, par exemple