3. Spectres et types spectraux des étoiles 3.1 Les spectres d`étoiles

3. Spectres et types spectraux des étoiles
3.1 Les spectres d’étoiles
L’apparence des spectres émis par les étoiles est complexe dans leur composition. Les spectres
d’étoiles ont une base vraiment intense de spectre d’émission continu qui est interrompu par quelques
à plusieurs milliers de raies noires d’absorption. Quelques raies sont aussi accolées et forme une
bande d’absorption. D’ailleurs il peut se produire que les raies brillantes d’émission ne peuvent plus
se voir.
Spectre optique du Soleil
Une étoile une boule de gaz extrêmement chaude et d’une immense masse. En son centre, il
règne des conditions physiques extrêmes ( des hautes températures et des pressions extrêmes) et les
réactions de fusion thermonucléaires s’enclenchent. Cette énergie est transportée à l’extérieur par les
photons, les rayons gamma et les neutrinos. Durant leur trajet, les photons sont absorbés et ré-émis
par la matière des couches internes de l’étoile. Au contraire, les neutrinos inter-agissent à peine avec
la matière de l’étoile. Le spectre que nous observons provient d’une mince couche de gaz, la première
couche de l’atmosphère de l’étoile :
la photosphère. Ici le conditions de l’émission du spectre continu sont crées. Les lignes d’absorption
proviennent des couches supérieures qui créent aussi quelques lignes d’émission.
La structure interne du Soleil
L’apparence du spectre continu dépend beaucoup de la température de la photosphère. Les raies
du spectre révèlent la présence d’éléments chimiques correspondant aux conditions physiques de
l’atmosphère supérieure de l’étoile. Chaque élément absorbe un ensemble donné de raies, néanmoins,
pour occulter une raie particulière, dans des conditions physiques données, à chaque ligne correspond
à un unique élément.
Avec l’étude des spectres, nous pouvons tirer des conclusions concernant les conditions
physiques ( température, pression, densité, etc.), la composition chimique de l’atmosphère et des
généralités sur les étoiles. Certainement, un point important d’une telle étude est d’examiner ne détail
le spectre que nous observons.
La forme du spectre continu de l’étoile dépend principalement :
* de la température de sa photosphère
La forme des raies d’absorption du spectre dépend de :
* la présence d’éléments chimiques
* la température, la pression et la densité de la matière qui absorbe la radiation
* l’énergie
du spectre
aux d’étoiles
longueurs d’onde qui correspondent aux lignes d’absorption.
3. Spectres
et typescontinu,
spectraux
3.2 Types de spectres d’étoiles
Pour étudier les propriétés des spectres visibles des étoiles, il a fallu en étudier de nombreux.
Avec cet ensemble de données, , il a été possible d’identifier un certain nombre de types spectraux
distincts. La classification des spectres d’étoiles est basée sur la forme de leur spectre continu et sur la
complexité de leurs raies spectrales.
Les types spectraux de base sont :
plus chaude
froide
photosphère
plus
Les types spectraux sont rangés dans l’ordre décroissant de la température de la photosphère.
Ultérieurement, le type C et plus récemment les types L et T ont été ajoutés pour les étoiles de très
basse température.
Moyen mnémotechnique pour retenir les types spectraux de base :
« Oh Be A Fine Girl/Guy Kiss Me »
Les types spectraux peuvent ensuite être divisés en sous-catégories (en fonction de la
température) de l’étoile la plus chaude à l’étoile la plus froide, de 0 à 9.
Notre Soleil est de type spectral G2 et la température de sa photosphère est d’environ 5780°K.
Type
spectral
Nom de
l’étoile
Température
(K)
> 25 000
O
10 Lac
B
Speca
A
F
Sirius
Procyon
7500 - 11 000
6 000 - 7 500
G
Soleil
5 000 – 6 000
11 000 - 25 000
Couleur Raies du spectre montrant l’existence des éléments
dans l’atmosphère de l’étoile
Violet
Ions Helium (He+),
ions azote, oxygène et carbone ( N++, O++, C++)
Bleu à
Helium ( He), Hydrogène (H),
violet
ions Oxygène et Carbone ( O+, C+ )
Bleu
Hydrogène (H), ions Magnésium et Silicone ( Mg+, Si+)
Blanc à Hydrogène (H), ions Calcium et Fer (Ca+, Fe+),
bleu
divers métaux
Blanc
ions Calcium (Ca+), divers métaux,
jaune
molécules de Méthylidyne (CH)
K
Arcturus
3 500 – 5 000
Orange
M
Antares
< 3 500
Rouge
divers métaux,
molécules de Méthylidyne et Cyanogène(CH, CN)
divers métaux, molécules d’oxyde de Titane (TIO)
et autres molécules
3. Spectres et types spectraux d’étoiles
Questions
Le spectre visible d’une étoile provient de
son noyau
sa photosphère
(sélectionner la bonne réponse pour continuer)
les types spectraux de base sont :
B, A, V, W, K, I, M
O, B, A, F, G, K, M
O, P, T, G, M, R, N
(sélectionner la bonne réponse pour continuer)
Cette suite de types spectraux de base représente
La température de la photosphère
La composition chimique du noyau
La température et la composition chimique de l’atmosphère
(sélectionner la bonne réponse pour continuer)
4. Diagramme de Hertzsprung-Russel (H-R) et évolution stellaire
4. 1. Diagramme H.R. général
Le type spectral et l’éclat ou la taille apparente
d’une étoile sont les constantes d’observation de base.
La brillance d’une étoile dépend de l’énergie lumineuse
qu’elle émet, l’éclat, mais aussi de la distance qui la
sépare de l’observateur. Ainsi, une étoile de faible éclat
mais proche, peut sembler plus brillante qu’une étoile très
lumineuse mais très lointaine. Pour comparer correctement
l’éclat des différentes étoiles, on emploie la notion de
magnitude absolue c’est à dire l’éclat qu’aurait l’étoile si elle
était à une distance particulière de la Terre :
32,6 années-lumière soit 10 parsec.
Diagramme H-R observé
depuis le
télescope spatial « HIPPARCOS »
Pendant de nombreuses années, les astronomes ont
tenté de classifier un grand nombre d’étoiles de
notre galaxie selon leur luminosité et leur type
spectral
Une représentation de cette classification est donnée
sous la forme d’un graphe dans lequel l’axe horizontal
donne le type spectral de l’étoile ( la température de sa
photosphère) et l’axe vertical sa magnitude absolue (éclat).
Chaque étoile a ainsi une place spécifique en fonction
de ces paramètres.
Un tel graphe est appelé diagramme H-R
d’après les initiales des deux astronomes Hertzsprung
et
diagramme H-R avec les principales régions d’ étoiles
Russel qui ont été les premiers à l’utiliser au début du
vingtième siècle. On peut voir que sur un tel
diagramme,
les étoiles n’occupent pas des positions aléatoires
quels
que soient leur éclat et leur type spectral.
On distingue au contraire quatre régions.
La séquence principale Beaucoup d’étoiles ( environ 90%) sont dans cette zone qui traverse le
diagramme en diagonale depuis la position des étoiles peu lumineuses et de
faible température jusqu’à celle des étoiles lumineuses de forte température.
Les géantes
En haut à droite de la séquence principale, on trouve la zone des étoiles
géantes ( 10 à 100 fois plus grosses que notre Soleil) et qui sont jusqu’à 10
000 fois plus brillantes que notre Soleil
Les super-géantes
Parallèlement et au dessus des géantes, on trouve une série d’étoiles encore
plus grosses ( plus de 100 fois plus grosses que notre Soleil) et qui sont
jusqu’à 1 000 000 fois plus brillantes que notre Soleil.
Les naines blanches
En dessous et à gauche de la séquence principale, on trouve la zone des
étoiles dont la température de surface est élevée mais qui ont une très faible
luminosité due à une taille particulièrement petite ( elles peuvent avoir une
taille semblable à celle de la Terre)
4. Diagramme de Hertzsprung-Russel (H-R) et évolution stellaire
4.2. Les principales phases de l’évolution stellaire
Naissance : Les étoiles se forment dans les nuages interstellaires sous l’effet des forces de
gravitation. Le nuage est contracté et se déchire en de nombreux fragments. Chaque morceau ou
proto-étoile se contracte à nouveau et sa température augmente énormément. Quand la température
au cœur atteint quelques millions de degrés K, une réaction thermonucléaire de fusion de l’hydrogène
en Hélium s’enclenche au cœur de l’étoile. Une énorme quantité d’énergie est dégagée et contre
balance la contraction gravitationnelle. Les conditions d’un équilibre dynamique sont ainsi crées.
Une nouvelle étoile vient de naître.
La masse initiale, la masse de la proto-étoile, est un paramètre physique fondamental pour la
création et l’évolution ultérieure d’une étoile. L’unité qui la mesure est l’unité de masse solaire (Mo)
et doit être approximativement entre 0,1 et 100 Mo pour que la création de l’étoile soit possible. Plus
grande est la masse initiale, plus la vie de l’étoile est courte.
L’évolution d’une étoile signifie une altération de ses caractéristiques physiques ( sa
température, sa luminosité) avec le temps. La raison de ces altérations est le changement du type de
réactions nucléaires au cœur de l’étoile. La phase de fusion de l’hydrogène est la plus longue et dure
pendant 90 % de la vie de l’étoile. Pendant tout ce temps, l’étoile occupe une position stable dans la
séquence principale du diagramme H-R.Plus grande est la masse de l’étoile, plus la fusion
thermonucléaire est active et plus cette phase est plus courte dans le temps. L’étoile est très brillante ,
plus chaude et se situe alors à gauche de la séquence principale. La phase de la séquence principale se
termine lorsque l’hydrogène du cœur est épuisé.
RD naine rouge, WD naine blanche, PN nébuleuse planétaire, PS protoétoile, IMG nuage interstellaire et gaz
MS séquence principale, étoiles (A, F, G, K) , MSn séquence principale, étoiles (O, B, A) ,
MSs séquence principale, étoiles (O, B), RG géante rouge, RSg super géante rouge,
SN supernova, NS étoile à neutron, BH trou noir
Si la masse de noyau de l’étoile est assez grande, sa contraction continue, la température atteint
environ 100 millions de degrés K et la fusion de l’Hélium commence. L’énergie dégagée entraîne
une expansion des couches supérieures de l’étoile. L’étoile grossit, devient plus brillante, mais la
température de son atmosphère décroît. Elle devient une géante rouge. Cette phase est suivie par la
fusion du carbone et si la masse est assez importante, les changements de fusion continuent jusqu’à la
création d’un noyau de fer.
Mort : la phase finale de l’évolution d’une étoile survient lorsque la phase suivante de fusion
au cœur de l’étoile ne peut plus démarrer. Une étoile de très faible masse finit sa vie après la fusion de
l’hydrogène du noyau et devient une naine blanche. C’est une étoile de petite taille, de faible
température et en équilibre dynamique. Son cœur est complètement ionisé. Une étoile plus grosse
perd une importante partie de sa masse. Une nébuleuse planétaire est alors crée. On trouve en son
centre, le reste de l’étoile : une naine blanche. Au contraire, une étoile très massive finit sa vie
instantanément dans l’explosion d’une supernova et devient une étoile à neutron. Si la masse est
encore plus grande, elle finit en trou noir.
4. Diagramme de Hertzsprung-Russel (H-R) et évolution stellaire
4.3 Les diagrammes de systèmes stellaires
Un système stellaire est constitué de deux ou plusieurs étoiles qui ont une origine commune et
sont reliées les unes aux autres depuis longtemps par les forces de gravitation. De tels systèmes sont
des étoiles doubles ou multiples ou des associations d’étoiles et d’amas stellaires. Dans notre galaxie,
les amas stellaires sont constitués de plusieurs centaines à environ un million d’étoiles. Ils sont divisés
en amas ouverts et amas globulaires selon leur forme et leur nombre d’étoiles. Un amas globulaire
est un ensemble dense de plusieurs milliers d’étoiles et présente une symétrie sphérique. Au contraire,
un amas ouvert est un ensemble clairsemé d’une centaine à deux mille étoiles. Un amas ouvert est
graduellement dispersé par les interactions gravitationnelles avec le reste de sa galaxie. Au contraire,
les amas globulaires restent dans le même état tout au long de leur vie. Ainsi dans notre galaxie, les
amas ouverts sont des systèmes plus jeunes que les amas globulaires.
Amas d’étoiles
Diagrammes H-R de quelques amas
Les amas ont un grand intérêt car leur étude contribue à la compréhension de l’évolution des
étoiles, dans la détermination de leur âge et contribue ainsi à la compréhension de l’évolution de notre
galaxie. Pour cela, on utilise le diagramme H-R. Les étoiles constituant un amas y occupent une place
spécifique : un trait. Un point clef pour l’amas est la position dans laquelle ses étoiles quittent la
séquence principale : le « turn of point ». Dans un amas, on n’observe pas les étoiles de la séquence
principale qui ont une magnitude plus grande que celle de cette position. Ces étoiles ont déjà brûlé
l’hydrogène de leur cœur et entrent dans la catégorie des géantes ou des super-géantes.
Le « turn of point » dans la séquence principale correspond à l’âge de la galaxie. Les amas
ouverts des Pléiades, M41 et M11 ont des âges entre 100 et 300 millions d’années, l’amas Hyades a
environ 700 millions d’années. Le « vieil » amas ouvert M67 est âgé de quelques milliards d’années.
C’est aussi l’âge des amas globulaires de notre galaxie ( M3)
4. Diagramme de Hertzsprung-Russel et évolution stellaire
Questions
La magnitude absolue d’une étoile est :
son diamètre
sa luminosité si elle était à la distance de 3,6 années lumière de la Terre
(sélectionner la bonne réponse pour continuer)
Dans la diagramme H-R, on trouve les régions :
séquence principale, géantes, super géantes et naines blanches
super géantes, étoiles à neutrons, trous noirs
(sélectionner la bonne réponse pour continuer)
Le point de rebroussement de la séquence principale du diagramme H-R d’un amas d’étoiles est lié :
au nombre d’étoiles de l’amas
à l’âge de l’amas
à la masse de l’amas
(sélectionner la bonne réponse pour continuer)
e-exercice SpectrJ « la vie des étoiles et leur spectre »
Extraction d’images spectrales
L’extraction est nécessaire pour préparer l’image spectrale adaptée à la classification. L’image
spectrale est un ensemble d’éléments, pixels, chacun ayant une valeur correspondant à l’intensité
lumineuse qu’il a enregistrée. Sous la bande du bas est donnée l’échelle de longueur d’onde avec la
plus grande longueur d’onde à gauche. Le spectre s’étend sur environ 100 pixels horizontalement et
occupe et occupe peu de graduations verticalement. L’extraction convertit et sauvegarde le spectre
comme une simple bande de pixels. La bande débute à environ 10 pixels à gauche de la position
initiale du spectre fixée pendant le travail de détection.
Le graphe du spectre extrait est donné avec les valeurs d’intensité en unités normalisées.
longueur d’onde
Travail d’extraction
L’image spectrale déjà vue est montrée à gauche avec les spectres détectés entourés de rectangles
jaunes. Le rectangle vert montre l’image actuellement traitée et prête pour l’extraction du spectre.
Une partie de l’image autour de celle-ci est montrée agrandie au centre. Au dessus est montré le
graphe de ce spectre. A droite on trouve une image avec le spectre extrait en cliquant sur le bouton de
menu. Le dernier est le spectre de l’image actuellement traitée.
Pour accepter une exaction, vous n’avez qu’à cliquer sur le bouton de menu EXTRACT , ce qui la
produit automatiquement. Après un petit nombre d’extractions, vous êtes autorisé à commander une
extraction complète en cliquant sur le bouton COMPLETE. Vous pouvez quitter en cliquant sur le
bouton QUIT en cours de travail ou lorsqu’il est terminé avec succès. Si vous revenez à ce travail,
les spectres déjà extraits sont marqués par les rectangles rouges et les graphes peuvent être vus
dans une animation.
e-Exercice SpectrJ « La vie des étoiles et leur spectre »
Classification spectrale
La classification spectrale d’un spectre inconnu est basée sur la comparaison visuelle avec un
ensemble de spectres d’étoiles représentatifs des types de spectre de base : les types spectraux
standards. Ici on voit un ensemble standard de spectres normalisés (intensité maximale égale à 1)
disposés sur une même planche avec 2 spectres pour chaque type de spectre B, A, F, G, K, M ( les
type O est indiscernable du type B sur cette planche).
Pour la comparaison, on utilise l’image spectrale et son graphe. Les images sont
particulièrement utiles dans le cas de spectres brillants pour lesquels les graphes sont pratiquement
plats. Ici, en raison de la basse résolution spectrale, on ne peut observer que quelques aspects des
spectres aussi la plus part du temps la forme générale du graphe peut-elle être utilisée pour la
classification. Cela nous suffit pour achever une classification précise d’un type spectral ce qui est le
but de l’exercice.
Dans tous les spectres, l’intensité débute vers une dizaine de pixels, atteint un sommet, puis
décroît vers la fin à droite. Les spectres de type B paraissent plus longs et ceux de type M plus courts.
Il y a également une baisse bien visible d’intensité aux environs de 70 pixels pour les spectres de type
A. Une chute d’intensité similaire mais plus petite aux environs de 60 pixels est présente dans les
spectres de type K mais sa partie maximale est moins plate que pour le type A. Les spectres de type F
présentent une diminution régulière d’intensité. Il y a une chute rapide évidente aux environs de 50
pixels dans un spectre de type G.
Travail de classification
Il y a 2 spectres standard par type de spectre. Leurs graphes sont toujours montrés sur la figure
de gauche. On trouve, de bas en haut, la paire représentant le type B puis celles représentant les types
A, F, G, K et M. Trois graphes sont représentés au centre et leurs images correspondantes à droite. En
bas se trouve le graphe et l’image du spectre que l’on doit classifier. Au dessus se trouvent les
spectres des paires standard sélectionnées. En utilisant les boutons B, A, F, G, K et M, on peut
changer l’affichage des paires standard. La classification est basée sur la meilleure similarité visuelle
entre le graphe et l’image du spectre inconnu et ceux des paires standard. Vous pouvez cliquer sur le
bouton ACCEPT pour accepter ce type spectral. Après un petit nombre de classifications, vous êtes
autorisé à commander une classification complète en cliquant sur le bouton COMPLETE. Vous
pouvez quitter en cliquant sur le bouton QUIT en cours de travail ou lorsqu’il est terminé avec
succès.