• View
• Edit
• History
• Print

Astrophysique3040

L'astrophysique au collégial - Martin Aubé et François Gaudreau 2012

Mesure des paramètres physiques

Mesure de la luminosité

La luminosité d'une étoile est étroitement liée à sa masse et à sa distance. On conçoit très bien qu'un même objet placé à différentes distances n'aura pas la même luminosité apparente. Il est dès lors évident que la luminosité apparente n'est pas égale à la luminosité intrinsèque de l'objet mais décroît avec la distance source-observateur. La détermination des distances est donc nécessaire à l'étude de la luminosité des astres. Cette détermination des distances fera l'objet de la prochaine section.

Historiquement, les astres furent classés en 6 catégories (numérotées de 1 à 6) selon leur luminosité apparente. Ces classes portent le nom de magnitude. Plus une magnitude est grande, plus la luminosité est faible. Il y a une facteur 2.512 en luminosité pour chaque saut en magnitude. Une étoile de magnitude 1 est donc 2.5126-1 fois plus brillante qu'une étoile de magnitude 6 (2.5125 = 100). L'oeil nu n'est pas assez sensible pour voir au delà de la magnitude 6, ce qui limite à quelques milliers le nombre d'étoiles visibles à l'oeil nu. Il existe plusieurs types de magnitudes; la magnitude visuelle, la magnitude photométrique, et la magnitude photographique. Pour un même objet, ces trois magnitudes ne prennent pas tout à fait la même valeur en raison de la sensibilité spectrale différente pour chacun de ces instruments.

La mesure de la distance d'un objet permet de déterminer une donnée beaucoup plus représentative de ce dernier: la magnitude absolue (M). La magnitude absolue est définie comme la magnitude apparente (m) d'un objet placé à une distance étalon de 10 parsecs. Un parsec (pc) correspond à une distance de 3.26 années-lumières. Il existe enfin une relation entre la magnitude absolue d'un objet (M), sa magnitude apparente (m) et sa distance (d):

{##m = M + 5 log d - 5##}

où d est exprimée en parsecs.

Les nuages de poussières ont toutefois un effet non négligeable sur la magnitude des objets observés. Ces grains de poussières, trop souvent difficilement observables, absorbent préférentiellement la lumière bleu émise par la source étudiée. Pour avoir un effet, il faut évidemment que le nuage soit situé entre l'observateur et la source. Cette absorption sélective est mieux connue sous le nom de rougissement interstellaire. L'importance de cet absorption dépend fortement de la direction d'observation et de la distance de la source observée. La majeure partie de cette absorption provient de nuages appartenant à notre galaxie la Voie Lactée. Les nuages de poussières sont généralement confinés dans un disque mince centré sur le disque galactique. On observe facilement de telles structures dans les galaxies vues par la tranche (figure 20-b). L'absorption est donc très intense si on observe dans la direction du plan galactique. Il est en effet impossible d'observer dans le visible le centre de la galaxie en raison de cette trop grande absorption. L'extinction Av rend compte de ce type d'absorption. Pour avoir une relation entre la magnitude visuelle et la magnitude absolue, il faut tenir compte de la valeur de cette extinction dans la direction particulière de l'objet observé. On peut réécrire la relation de la façon suivante:

{##m = M + 5 log d - 5 + Av##} .

Détermination de la température

La température des étoiles est déterminée à partir du modèle du rayonnement du corps noir. Selon ce modèle, la luminosité totale d'un objet en équilibre thermodynamique est proportionnelle au produit de sa surface rayonnante et de la quatrième puissance de la température de surface. Une étoile ressemble assez bien à un corps noir. La mesure de la luminosité totale et du diamètre de l'étoile devrait donc permettre de déterminer la température de l'étoile. Malheureusement, les diamètres stellaires sont difficilement mesurables. Par contre, le modèle du corps noir prédit un spectre d'émission continue dont la forme dépend de la température (figure 37). Plus un corps est chaud, plus son spectre est décalé vers les courtes longueurs d'ondes (vers l'ultraviolet). Ce déplacement du spectre explique les différentes teintes stellaires observables à l'oeil nu. Les étoiles bleutées sont donc plus chaudes que les étoiles rouges. La détermination de la température d'une étoile est alors rendue possible par l'étude de son spectre.

Figure ##: Spectres stellaires pour deux températures et pression de surface très variées - Crédits: Martin Aubé CC BY 3.0

Dans les nébuleuses gazeuses HII, il est possible d'avoir un estimé de la température en étudiant les rapports d'intensité des raies d'émissions. Toutefois la température ainsi mesurée dépend assez fortement des raies utilisées pour faire le calcul. Ce problème résulte du fait que ce type de nébuleuses n'est pas dans un état d'équilibre thermodynamique. Le peuplement de chacun des niveaux d'énergie atomiques n'est donc pas décrit adéquatement par la loi de Boltzmann. On peut aussi mesurer la température à partir de l'élargissement thermique des raies d'émission (voir 2.0). Toutefois il faut s'assurer que ces élargissements ne sont pas reliée à des mouvement turbulents à petite échelle au sein du nuage.

À défaut de disposer d'un spectromètre, il est possible de caractériser la température d'une étoile via sa couleur en utilisant de l'imagerie avec des filtres de large bandes spectrales. On nomme cette technique la photométrie. Plusieurs systèmes photométriques ont été proposés mais le plus usuel est le système Johnson. Les deux filtres les plus utilisés de ce système sont les filtres B (bleu) et V (sibible). En faisant la différence des magnitudes en bande B et V on obtiens l'indice de couleur B-V qui dépend du rapport d'intensité dans des deux bandes comme suit:

{##B-V = 0.67 - 2.5 log\left(\frac{I_B}{I_V}\right)##}

Pour des étoiles dont la température de surface est supérieure à 9900K, l'incide B-V est négatif alors qu'il est positif pour des étoiles plus froides.

Détermination de la pression de surface

La pression de surface est intimement liée à la température et à la masse volumique des particiles par une équation d'état. Il existe un lien entre la pression et le nombre de collisions par seconde, de sorte qu'il est possible de trouver la pression d'une gaz chaud en observant l'élargissement des raies spectrales par effet Stark. Ce phénomène est clairement visible sur la figure ci-haut ou on observe des raies d'absorption beaucoup plus larges pour le spectre de gauche.

Détermination des dimensions

La distance des astres connue, il est alors très simple de déterminer leur dimension pour autant que l'on puisse mesurer leur diamètre angulaire. Le diamètre réel est obtenu du produit du diamètre angulaire (en radians) et de la distance. La détermination du diamètre des étoiles n'est malheureusement pas aussi simple. En effet, il est impossible de mesurer le diamètre d'une étoile sur une image fournie par un télescope. Le diamètres apparent d'un étoile est en effet plus petit que la limite de résolution de l'instrument. Des interféromètres optiques on récemment été développés pour réduire la limite de résolution imposée par le diamètre du télescope. Les interféromètres sont généralement formés de la combinaison optique de la lumière captée par deux télescopes espacés. On a pu ainsi déterminer le diamètre de quelques étoiles géantes proches.

Une seconde méthode repose sur la loi de rayonnement du corps noir (voir 2.3). Si on connaît la luminosité absolue d'une étoile ainsi que sa température, il est alors possible de déterminer la grandeur de sa surface, donc son diamètre.

Détermination de la composition chimique

L'étude spectrale sommaire de la lumière émise ou absorbée par un objet permet de déterminer en partie les éléments chimiques qui le composent (figure 41). Ce sont les raies d'émission ou d'absorption qui rendent cette détermination possible. Chaque élément possède des raies spectrales qui lui sont propres. Le fait d'observer une raie caractéristique de l'oxygène permet d'affirmer que l'oxygène entre dans la composition chimique de l'objet. Par contre le fait qu'aucune raies de l'oxygène ne soit visibles ne confirme pas que cet élément est absent de l'objet observé. En effet l'intensité relative d'une raie ne dépend pas uniquement de la quantité d'éléments émetteurs. Les conditions de pression, de température, la composition, la morphologie et l'environnement de l'objet influencent l'intensité relative des raies. A titre d'exemple, citons que certaines raies de l'oxygène qui sont inobservables en laboratoire sont visibles dans les régions HII en raison de la faible densité de ce type de nuages. La détermination de la composition chimique d'un objet nécessite donc une bonne compréhension de la physique atomique, et des processus de transferts thermiques et radiatifs.