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Comment les astronomes calculent-ils la taille d'une étoile ?

  1. hlbnet

    Date d'inscription
    juillet 2008
    Messages
    838

    Question Comment les astronomes calculent-ils la taille d'une étoile ?

    Bonjour,

    J'ai vu sur certains sites des comparaisons entre les tailles de certaines étoiles. Par exemple, on parle souvent de VV Cephei A qui serait une des plus grosses étoiles connues.

    Mais, au fait, comment les astronomes s'y prennent-ils pour déterminer la taille d'une étoile ?

    -----

     


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  2. Gilgamesh

    Date d'inscription
    janvier 2003
    Localisation
    Tyumen
    Âge
    47
    Messages
    13 033

    Re : Comment les astronomes calculent-ils la taille d'une étoile ?

    Citation Envoyé par hlbnet Voir le message
    Bonjour,

    J'ai vu sur certains sites des comparaisons entre les tailles de certaines étoiles. Par exemple, on parle souvent de VV Cephei A qui serait une des plus grosses étoiles connues.

    Mais, au fait, comment les astronomes s'y prennent-ils pour déterminer la taille d'une étoile ?
    Au départ à l'aide du triplet : magnitude apparente - parallaxe - spectre.

    La parallaxe te donne le module de distance.

    A partir de cette distance et de la magnitude apparente tu va avoir la magnitude absolue M.

    le spectre te donne la température effective T. Vu que la luminosité (magnitude absolue) est le produit de la surface par la puissance quatrième de la température, connaissant M et T tu as la surface, dont tu déduit le rayon.

    Mais le plus souvent tu ne peux pas mesurer la parallaxe (dès que la distance est supérieur à qq centaines d'années-lumière). A ce moment, ce sont les caractéristique du spectre qui vont te donner directement la température et la luminosité car elles correspondent à un point non ambigue sur le diagramme température-luminosité (diagramme de Hertzsprung-Russell), c'est ce qu'on appelle la parallaxe spectroscopique.

    Autrement dit, la couleur de l'étoile (le B - V c'est à dire la différence entre la magnitude dans les bleu et les vert) te donne directement la masse, la luminosité et in fine la distance de l'étoile. C'est la fête .


    Pour détailler ça, je reposte un exposé sur la classification des étoiles.


    Une classification doit permettre de relier des observables (qqchose de mesurable depuis la Terre) avec ce qu'on pourrait appeler la réalité de l'étoile.

    La réalité de l'étoile, se résume à 3 choses : MASSE - AGE - METALLICITÉ (MAM)

    Ce qui signifie que si je prend 2 étoiles de mêmes MAM, elles auront le même éclat, la même taille, la même température centrale et en surface, la même structure d'enveloppe, le même passé et le même avenir.

    Bon, mais là dedans que peut on mesurer ?

    La masse ? Oui, mais dans certain cas seulement : les étoiles binaires. Grace au loi de Kepler on peut relier la période orbitale à la masse du couple.

    L'âge ? Aucunement.

    La métallicité ? Oui, en mesurant l'intensité des raie spectrale. On la note en général Z (X : proportion d'hydrogène, Y : proportion d'hélium-4, Z : tous le reste, soit la métallicté. Pour le Soleil, Z = 0,02). On la résume usuellement à un ratio [Fe/H] et [Mg/H], donné en logarithme, avec comme 0 le Soleil. Un [Fe/H] de -1,5 signifie que le ratio entre l'abondance en fer de l'étoile avec celle du Soleil est de 10^(-1,5) ~ 1/30e. Une métallicité faible signifie que l'étoile s'est formée dans un nuage peu enrichie par l'activité stellaire. Il s'agit donc d'une étoile qui s'est formé en toute probabilité dans le jeune âge de la galaxie.

    Bon, donc à l'exception de la métallicité, MAM n'est pas formé d'observables simples.

    Les observables sont : LUMINOSITE - TEMPERATURE - METALLICITE (LTM)


    La luminosité se donné usuellement en terme de la magnitude absolue Ma. Ce n'est pas une observable immédiate : ce qu'on mesure, c'est une magnitude apparente m. Rappel : l'origine de l'échelle des magnitudes remonte à l'Antiquité (Hipparque, IIe siècele av JC) qui classait les étoiles en six catégories (appelées "grandeurs"), les étoiles de première grandeur étant les plus brillante et celle de 6e grandeur les plus faibles (l'oeil ne voit que jusqu'à la 6e grandeur). La rapport entre les grandeur est logarithmique, à savoir qu'une différence de 5 magnitudes dans le système traditionnel correspond en intensité lumineuse à un rapport de 100 à 1.

    Cela se résume par cette relation :

    m = -2,5 log(F/F0)

    où F et F0 sont resp. le flux lumineux de l'étoile et F0 celle d'ue étoile de référence, Vega, en l'occurence qui est brillante et très stable et qui a donc un magnitude de 0.

    la magnitude absolue est reliée à la magnitude apparente modulo la distance d (en parsec pc ; 1 pc = 3,26 années lumières)

    Ma = m - 5 log(d) - 5


    La température est ici à entendre comme "température effective de surface". De surface on comprend bien pourquoi (on observe pas le coeur de l'étoile mais sa surface) et effective parce que ça correspond à une témpérature dite de "corps noir". Car ce n'est pas directement la température que l'on mesure, mais le spectre du rayonnement.

    Du reste, j'aurais pu résumer l'observable à MAGNITUDE APPARENTE - SPECTRE.

    La présence de raies donne la métallicité, l'enveloppe du spectre donne la température. Plus simplement encore, car mesurer l'enveloppe du spectre est fastidieux, cela se résume à une différence de magnitude (B - V). B est la magnitude obtenu avec un filtre bleu (440 nm) et V celle obtenu avec un filtre jaune-vert (550 nm) sur 100 nm de largeur environ. C'est ce qu'on appelle l'indice de couleur (voir sur le dernier schéma).

    Une bonne classification doit donc relier MAM à LTM, et puisque le dernier M est connu, finalement il faut relier masse-âge à luminosité-température pour une métallicité donnée .

    Pour ceci, on dispose d'un diagramme dit de Hertzsprung-Russell (HR), un plan sur lequel on dispose les étoile selon l'observable L (en ordonné) et T (en abscisse).

    Y des centaines de diagramme HR dispo sur le net, prenons celui ci qui est assez pédagogique :

    La magnitude absolue est dotée à gauche et le ratio correspondant L/Lo (ratio de la luminosité de l'étoile sur la luminosité du Soleil) est indiqué à droite. La température et le type spectral son indiqué sur l'axe de abscisse, avec les plus chaude à cgauche et les plus froide à droite.




    La bande qui traverse le diagramme en diagonal est ce qu'on appelle la séquence principale (SP). C'est sur cette bande que l'étoile passe la plus grande partie de son existence, en brulant calmement de l'hydrogène. C'est donc de très loin la zone la plus peuplées.

    La vie de l'étoile peut se résumer par son trajet dans le diagramme HR :

    1) Quand l'étoile se forme, elle est très lumineuse car elle évacue l'énergie gravitationnelle de l'effondrement et "descend vers la gauche" pour rejoindre la SP suivant ce qu'on appelle le trajet de Hayashi, qui dépend de la métallicté. Le point d'intersection du trajet de Hayashi avec la SP est le ZAMS (Zero Age Main Sequence) : c'est à ce moment là que l'éhydrogène commence à fusionner et que l'étoile se stabilise pour longtemps.

    Pour une étoile de métallicité nulle (cad de même métallicté que le Soleil) le trajet de Hayashi ressemble à ça, en fonction de la masse, les chiffres donnant la masse de l'étoile en masse solaire (Soleil = 1) :


    2) SP

    3) Puis quand l'étoile à consommé l'hydrogène centrale, son coeur se réchauffe, l'enveloppe se dilate et l'étoile, "remonte en tournant à droite", c'est à dire qu'elle refait très grosso modo le chemin de sa naissance à l'envers : sa luminosité augmente et sa température de surface diminue, pour rejoindre la branche des géantes rouges.

    4) Après diverses péripétie que j'abrège (pour ceux que ça intéresse voir sur strangepaths l'article Géantes rouges) en qq milliers d'années à peine (après des milliards d'années de stabilité pour les étoiles de faibles masse) elle va rejoindre la zone en bas à gauche, le domaine des naines blanches : peu brillante (car très petite) mais très chaudes. Là elle refroidissent lentement.


    Comme l'écrasante majorité des étoiles sont sur leur SP le diagramme HR v permet de connaitre immédiatement la luminosité quand on connait la température, c'est à dire la couleur de l'étoile. Et du coup, cela permet de connaitre sa distance uniquement en mesurant sa couleur ! C'est donc un outil irremplaçable.

    Si on ne considère que la couleur (et des raies clés du spectres), on a des catégorie notée : OBAFGKS (que l'on retient en général par la phrase mnémotechnique bien masculine : Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me). O désigne les étoiles très chaudes (> 30 000K) et M les plus froide (1000 K). Ces classes se subdivisent de 1 à 10.

    Si on ne considère que la magnitude absolue et le stade de vie de l'étoile on a des classe de luminosité (non indiquée sur le schéma) :

    0 hypergéantes
    Ia Supergéantes très lumineuses
    Ib Supergéantes moins lumineuses
    II Géantes lumineuses
    III Géantes « normales »
    IV Sous-géantes
    V Naines (séquence principale)
    VI Sous-naines (peu utilisé)
    VII Naines blanches



    La combinaisons des deux classification permet de placer précisément une étoile sur le diagramme HR selon une grille un peu déformée, comme indiqué sur le diagramme ci dessous. le Soleil par exemple est une G2V (G2 classe spectrale, V classe de luminosité).



    a+
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