Relation Masse - Luminosité des étoiles
La masse des étoiles varie ,
De 0.08 masse solaire pour les plus petites naines rouges 1000 fois moins lumineuses que le Soleil,
A une centaine de masses solaires pour les plus massives, 1 million de fois plus lumineuses que le Soleil.
Isorayons stellaires du diagramme HR
En coordonnées Log / Log, Temperature et Luminosité, les courbes d'isorayon des étoiles deviennent des droites, de pente négative car les températures les plus froides en abscisse sont à droite.
Le résultat est en accord avec les classes de luminosités. On sait donc estimer le diamètre d'une étoile à partir de son type spectral sur le diagramme HR.
Une naine blanche a un rayon 100 fois petit que celui du Soleil. Une super géante rouge a un rayon 100 fois à 1000 fois plus important que celui du Soleil.
Le Soleil est en coordonnées 0,0 sur la droite 'Ro', avec
Ro = Rayon solaire
Parallaxe spectroscopique - Distance des étoiles
Le diagramme HR est un outil puissant. Il permet, entre autres, de pouvoir estimer la distance des étoiles à partir de ses caractéristiques spectrales, et donc de sa position sur le diagramme HR. C'est ce qu'on appelle la 'parallaxe spectroscopique'.
Ces estimations de 'parallaxe spectroscopiques' sont basées sur de vrais mesures physiques de parallaxes trigonométriques. Les plus précises à ce jour sont celles des catalogues Tycho et Hipparcos, publiées dans les années 2000.
Un exemple, la distance de Deneb estimée par le satellite astrométrique Hipparcos est de 1550 al avec une précision de +/- 250 al seulement.
La prochaine étape, attendue vers 2020, sera la publication des résultats de mesures du satellite astrométrique GAIA, lancé fin 2013 au point de lagrange L2. La précision attendue pour les mesures de distances sera de l'ordre de 10% dans un rayon de 10 000 Kparsecs (32 000 al).
Indices de couleur des étoiles
Des mesures photométriques dans différentes longueurs d'ondes spécifiques est un autre moyen plus simple de mise en oeuvre pour accéder au type spectral d'une étoile ou à sa température de surface.
L'indice de couleur est la différence entre les magnitudes apparentes d'une étoile mesurées dans 2 bandes spectrales différentes. On utilise par exemple B-V et U-B avec (Pour les filtres Johnson) :
U : U.V. 365 nm
B : Bleu 440 nm
V : Vert (Visible) 550 nm
Il existe plusieurs autres bandes spectrales définies pour :
le rouge R (700 nm) ,
l'IR proche I (900 nm), J (1250 nm)
l'IR plus lointain H (1630 nm) ,K (2200 nm) ,L (3600 nm), M (5000nm)
Indices de couleur U-B et B-V :
Teff B-V U-B Spectre
40 000 -0.35 -1.15 O5
28 000 -0.31 -1.06 B0
15 000 -0.16 -0.55 B5
9 000 0.00 -0.02 A0
8 500 0.13 0.10 A5
7 400 0.27 0.07 F0
6 580 0.42 0.03 F5
6 030 0.58 0.05 G0
5 520 0.70 0.19 G5
4 900 0.89 0.47 K0
4 130 1.18 1.10 K5
3 480 1.45 1.28 M0
Visible
Rayonnement d'une étoile assimilée à un corps noir à différentes températures - Loi de Planck
Raies spectrales - Identification
Identification des types spectraux
Les premières raies spectrales d'absorption ont été observées par W.H.Wollaston en 1802.
Joseph Von Fraunhofer utilisa dès 1814 ces travaux pour mesurer la longueur d'onde des raies sombres observées dans le spectre solaire.
Il observe également des raies identiques à celles du spectre solaire dans le spectre de Venus et des raies différentes dans le spectre de Sirius.
Les spectres stellaires font apparaitre dans le continum de leur spectre, des raies d'absorption (ou parfois d'emission) qui caractérisent leur type spectral.
Spectres 1D
Identification de la composition chimique des étoiles
On sait maintenant que les spectres d'étoiles chaudes présentent les raies de l'Helium ionisé une fois He II, de l'helium neutre HeI et des raies de l'Hydrogène neutre (Série de Balmer).
les étoiles jaunes / orangées présentent les raies du Calcium Ionisé une fois Ca II.
Les étoiles les plus froides présentent de nombreuses raies métalliques, Fer neutre et ionisé, Oxyde de Titane TiO et Oxyde de Vanadium VO pour les plus froides.
Observations d'autres caractéristiques physiques stellaires grâce à la spectroscopie
Mesure de pression, de densité, de gravité de surface
La largeur des raies spectrales varie en fonction de la densité de l'étoile. Une naine blanche présentera donc des raies bien plus larges que les géantes bleues, peu denses, où la faible pression provoque peu de chocs entre atomes. Cela permet d'identifier les classes spectrales des étoiles.
Mesure de champ magnétique - effet Zeeman
Le champ magnétique a des effets sur les raies spectrales. Il modifie les longueurs d'ondes, subdivise les raies, affecte la polarisation de la lumière.
Mesure de vitesse de rotation des étoiles
La vitesse de rotation d'une étoile ou d'une planète incline les raies spectrales. Le bord de l'étoile s'éloignant de l'observateur se décale vers le rouge, celui se rapprochant se décale vers le bleu.
Mesure de vitesse radiale
De la même manière, une étoile s'éloignant de l'observateur verra son spectre se décaler vers le rouge. Une étoile se rapprochant verra son spectre se décaler vers le bleu. C'est par cette méthode qu'un grand nombre d'exoplanètes ont été détectées par des spectromètres d'une très grande précision (*). On détecte les très faibles mouvements de l'étoile tournant autour du centre de gravité du couple étoile - planète.
(*) Par exemple le spectromètre HARPS à la Silla, utilisé par Michel Mayor qui a découvert la première exoplanète avec cette méthode.
Correction bolométrique pour les étoiles
A l'aide de récepteurs thermoélectriques, on peut mesurer l'énergie totale rayonnée, appelée 'magnitude bolométrique'.
Cette énergie n'est mesurable que pour les étoiles les plus brillantes.
Pour les autres étoiles, on calcule par la théorie, une correction bolométrique BC ajoutée à la magnitude visuelle.
Cette correction est fonction de la température de l'étoile (Loi de Stefan) et donc plus importante pour les étoiles bleues, chaudes que pour les étoiles jaunes. (A.Acker - Astronomie astrophysique - Page 109)
BC
T° Effective Correction Bolométrique
100 000 - 7
50 000 - 4.7
40 000 - 4.0
30 000 - 3.2
25 000 - 2.6
20 000 - 1.9
15 000 - 1.5
10 000 - 0.4
9 000 - 0.18
8 000 - 0.12
7 000 - 0.07
6 000 - 0.03
5 000 - 0.16
4 000 - 0.7
3 000 - 1.2
2 000 - 2
Crédit : Les magnitudes bolométriques - Breysacher, J. L'Astronomie, Vol. 84, p.110
Pour les étoiles froides de type spectral F2 à M5 , la correction bolométrique dépend en fait de la classe spectrale, naine (V), Géantes (III) ou Supergéantes (I)
Exemple - Population des amas stellaires
Un article de Sky & Telescope présente une synthèse des travaux de Eiter Monaco sur des amas stellaires. Ses travaux ont été réalisés en Suisse, en 2012, avec un Meade RCX 400 de 16' et une camera SBIG ST8.
On observe que les amas globulaires ont une population d'étoiles en fin de vie qui sont sorties de la séquence principale, avec une proportion d'étoiles géantes rouges importantes.
Les amas ouverts ont une population d'étoiles plus jeunes, encore sur la séquence principale, avec une proportion plus importante de géantes bleues
