Magnitude et Couleur des Etoiles

 

 

Magnitude et Couleur des Etoiles

 

Au IIème siècle avant J.C., Hipparque eut l'idée de classer les étoiles en 6 grandeurs par ordre d'éclat décroissant. Les étoiles les plus brillantes étaient dites de première grandeur, tandis que les moins lumineuses étaient considérées comme de sixième grandeur. Cette classification, pouvant prêter à confusion en laissant croire que l'on parle de la taille de l'étoile, a été abandonnée et remplacée par l'échelle de magnitudes apparentes (du latin magnitudo signifiant grandeur). Entre deux magnitudes, l'écart de brillance est de 2,5. Une étoile de magnitude 5 est 2,5 fois plus brillante qu'une étoile de magnitude 6. Plus le chiffre est élevé, moins l'astre est brillant.

 

Cependant, la magnitude apparente ne correspond pas à l'intensité lumineuse véritable d'une étoile en raison de la distance variable des différents astres par rapport à la Terre. La brillance réelle d'une étoile se définit donc par sa magnitude absolue, c'est-à-dire par l'éclat qu'aurait cette étoile si elle se trouvait à une distance standard de 10 parsecs, soit 32,61 années de lumières (ou encore 308.567.800 millions de kilomètres) de la Terre.

 

 

La différence entre la magnitude apparente et la magnitude absolue (m-M), se nomme "module de distance" et joue un rôle essentiel pour la détermination de la distance des étoiles lointaines, grâce à la relation m-M = 5 log d -5. Ce module de distance permet de déterminer la distance d'un astre à partir de l'estimation de sa magnitude absolue, ou inversement, de calculer la magnitude absolue d'une étoile dont on connaît la distance.

 

 

Si l'intensité de la lumière émise par l'étoile détermine sa magnitude, la couleur de l'astre est également un précieux renseignement. C'est une indication de sa température de surface.

 

Le père Angelo Secchi (1818-1878), astronome italien et créateur de la spectroscopie stellaire, avait entrepris la classification des étoiles en quatre grands types selon leur couleur (1868). D'autres grands astronomes, comme Sir Joseph Norman Lockyer (1836-1920) et Edward Pickering (1845-1919), proposèrent par la suite des classements plus perfectionnés.

 

Les caractéristiques spectrales de chaque groupe, encore utilisées de nos jours, ont été établies au début du XXème siècle par deux astronomes américaines de l'Observatoire d'Harvard, Antonia Maury (1866-1952) et surtout Annie Jump Cannon (1863-1941). Disposant d'un grand nombre de spectres stellaires, elles cataloguèrent les étoiles en 7 classes principales d'après l'aspect des raies, et en particulier sur la présence ou l'absence de certaines raies, et sur leur intensité relative :

 

 

O = raies de l'hélium ionisé, raies de l'hydrogène faibles

B = affaiblissement des raies de l'hélium, renforcement de celles de l'hydrogène

A = prédominance des raies de l'hydrogène et apparition des raies de calcium ionisé

F = Les raies de l'hydrogène disparaissent et l'intensité des raies de métaux ionisés augmente

G = présence simultanée de raies de métaux neutres et de métaux ionisés

K = prédominance des raies de métaux neutres

M = les raies de l'oxyde de titane prédominent 

 

 

L'ordre des principales classes d'étoiles peut se retenir aisément par un moyen mnémotechnique désormais célèbre : "O Be A Fine Girl (Guy), Kiss Me".

 

Crédits : NOAO/AURA/NSF

Spectroscopie : http://www.ilsandor.net/clubgalilee/Default.aspx?Page=Techniques/spectroscopie/spectroscopie.htm

Diagramme HR : http://www.ilsandor.net/clubgalilee/Default.aspx?Page=complement%20HR.htm

 

Cette classification, dite "de Harvard" a été complétée depuis pour prendre en compte la découverte de nouvelles classes d'étoiles très rares, les types W, R, N et S :

 

 

- Le type W (avec les sous-types WC et W, montrant un excédent de carbone ou d'azote) désigne la classe des étoiles de Wolf-Rayet, d'après le nom des astronomes Charles Wolf et Georges Rayet de l'Observatoire de Paris qui les ont découvertes en 1867. Le spectre présente de nombreuses raies d'émission et se situe avant la classe O. Le type W correspond à des étoiles très chaudes (entre 30.000 et 90.000 K) et de masse de 10 à 50 fois supérieure au Soleil.

 

- Les types R et N (nouvellement dénommée classe C), spectres riches en raies d'absorption de molécules carbonées, correspondent aux étoiles carbonées ("Carbon 
Stars").

 

- La classe S, spectre riche en raies de l'oxyde de zirconium. Les étoiles S sont riches en métaux lourds (Zirconium, Technécium, Lanthanum, Cérium, Ytterbium) sous forme d'oxydes (ZrO, TeO, LaO, CeO, YO).

 

 

La classification est maintenant la suivante :

 

                  R-N
               /
W-O-B-A-F-G-K-M
               \
                S

D'autres classes particulières ont, par la suite, été rajoutées :

 

 

- le type Q désigne la classe spectrale des novae,

- le type P désigne la classe des nébuleuses planétaires

 

Les données 2MASS ont mis en évidence des étoiles plus froides que les étoiles M. Elles constituent la nouvelle classe  "L" avec des sous-classes (L0-L9).

http://spider.ipac.caltech.edu/staff/tchester/2mass/science/ldwarf/announce/

 

 

Une classification d'étoiles uniquement basée sur le type spectral ne suffit pas pour mettre en évidence les caractérisques de celles-ci, puisque deux étoiles de même type spectral peuvent avoir des dimensions et des luminosités différentes. Pour remédier à cela, les astronomes Morgan, Keenan et Kelman, en 1942, ont adopté une classification plus fine des particularités spectrales (classification MKK). Les étoiles sont classées, dans chaque type spectral, par luminosité décroissante, en cinq classes notées en chiffres romains de I à V.

 

 

Classe I : Supergéantes les plus lumineuses

Classe II : Supergéantes et géantes lumineuses

Classe III : Géantes

Classe IV : Sous-géantes

Classe V : Naines

 

Note : Selon cette classification, notre Soleil est une étoile de type G2V.

 

 

De nombreuses autres classifications ont été proposées, utilisant des mesures plus précises comme la largeur des raies, l'intensité du fond continu, ou encore la position et l'intensité de la discontinuité de Balmer de l'hydrogène, etc..

 

Une autre classification, de plus en plus utilisée, se fonde sur les mesures spectrophotométriques UBV. Le diagramme comporte alors en abscisse la quantité B-V (différence des magnitudes bleue et jaune), et en ordonnée la quantité U-B (différences de magnitudes ultraviolet et bleue).

 

L'intérêt de ces différentes classifications est de mettre en évidence certains groupes d'étoiles et une certaine filiation entre ces groupes, ce qui permet ensuite d'aborder le problème de l'évolution des étoiles.

   

Rubriques associées

 

Le Diagramme de HERTZSPRUNG-RUSSELL

 

Evolution des Etoiles (à venir)

 

Le SOLEIL

 

Les 25 étoiles les plus brillantes du ciel

 

 

 

Documentations :

Dictionnaire de l'Astronomie (Philippe de La Cotardière) - Ed. Larousse/Références

Atlas d'Astronomie - Ed. Stock

Le Grand Livre du Ciel - Ed. Bordas

L'Astronomie pour les Nuls - First Editions

 

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Contact : Gilbert Javaux