étoile (suite)

Magnitude absolue

La magnitude absolue M d’une étoile est la valeur de la magnitude que l’on obtiendrait en ramenant la distance D de l’étoile à une valeur conventionnelle D₀ prise, par convention, égale à 10 parsecs (c’est-à-dire telle que l’angle sous lequel on verrait à partir de cet astre le demi-diamètre de l’orbite terrestre autour du Soleil serait égal à 10″, ce qui fait environ 3,1.10¹³ km). Sachant que les éclats des étoiles varient en raison inverse du carré de la distance, la formule de Pogson donne :

Il y a ainsi une correspondance directe entre la magnitude absolue M d’une étoile et sa distance D : si, par un procédé quelconque, on arrive à estimer la magnitude absolue M d’une étoile, il suffit de mesurer sa magnitude apparente μ pour connaître sa distance. L’estimation de M se fera par comparaison (spectrale ou autre) avec d’autres étoiles dont on a pu déterminer par des mesures directes la distance, donc la magnitude absolue.

Pour le Soleil, la moyenne des mesures donne μ = – 27,1. Par définition, sa distance est parsec. On aura donc
M = – 27,1 + 5 + 5 log 206 265 = + 4,7.
La magnitude absolue d’une étoile comme Rigel lui est 27 300 fois supérieure (M = – 6,9).

Différentes sortes de magnitudes

Pour les magnitudes apparentes, on obtient des valeurs différentes suivant le procédé utilisé pour la mesure. On distingue ainsi les magnitudes visuelles, photographiques, photovisuelles, photo-électriques et radiométriques. À chacune de ces valeurs correspond une plus ou moins grande sensibilité à telle ou telle radiation provenant de l’étoile.

L’indice de couleur d’une étoile est la différence entre la magnitude photographique et la magnitude visuelle de cette étoile. Ces deux quantités étant toujours mesurables, la connaissance de l’indice de couleur supplée fréquemment à l’identification du type spectral pour des étoiles dont la luminosité est très faible.

Les étoiles visibles à l’œil nu comprennent :
20 étoiles de magnitudes visuelles 1 (comprises en fait entre – 1,6 et + 1,3) ;
53 étoiles de magnitude 2 ;
157 étoiles de magnitude 3 ;
506 étoiles de magnitude 4 ;
1 740 étoiles de magnitude 5 ;
5 170 étoiles de magnitude 6.

Catalogues d’étoiles

La position d’une étoile dans le ciel étant bien définie par ses coordonnées* (ascension droite et déclinaison), on a dressé des recueils, dits catalogues, contenant à une date déterminée les coordonnées d’étoiles observées avec leurs grandeurs stellaires et toute autre caractéristique utile. Les théories astronomiques permettent de calculer les valeurs de ces coordonnées pour une date quelconque en tenant compte de toutes les causes connues concernant les variations de ces coordonnées (précession, nutation, parallaxe, etc.). Ces calculs de réduction au jour et à l’heure d’une observation sont relativement complexes, surtout du fait que les calculs ne comportent pas de vérification. Pour les étoiles dites fondamentales, des catalogues publiés chaque année grâce à une coopération internationale facilitent grandement ces calculs de réduction au jour. Les étoiles sont classées dans le ciel par constellations, dont les appellations et les limites sont en général très anciennes, mais qui, de nos jours, ont des délimitations scientifiquement définies.

Mouvements propres

Des mesures répétées à des intervalles de temps assez longs ont fait apparaître de petits déplacements des étoiles à caractère systématique, que l’on appelle leurs mouvements propres.

L’étude systématique de tous ces mouvements particuliers a permis de mettre en évidence une rotation d’ensemble de la Galaxie*. Dans cette rotation, qui est de nature képlérienne, mais irrégulière, le Soleil effectue un mouvement de rotation autour du bulbe central galactique en 220 millions d’années environ, soit avec une vitesse angulaire de 0″0055 par an. Compte tenu de sa distance au centre, la vitesse linéaire correspondante est de l’ordre de 216 km/s. Elle est dirigée perpendiculairement à la direction de la constellation du Sagittaire, qui est celle du centre de la Galaxie. Mais ce mouvement n’est pas régulier, et, en fait, le Soleil a, par rapport aux étoiles de son voisinage, un mouvement différentiel qui le fait se déplacer en apparence avec une vitesse de 19 km/s vers un point du ciel, nommé l’apex solaire, dont la direction est assez voisine de celle de l’étoile Véga. Outre les déplacements en coordonnées, des mesures de déplacement de raies spectrales permettent de connaître directement et avec précision (et cette fois-ci directement en kilomètres par seconde) les vitesses radiales des étoiles par rapport à l’observateur terrestre, c’est-à-dire pratiquement par rapport au Soleil. Ces mesures ont permis d’arrêter la valeur de la vitesse radiale à 19 km/s.

Parallaxes stellaires

Certains mouvements propres stellaires font apparaître une partie systématique ayant pour période exactement une année. Cette période est introduite par le déplacement de l’observateur terrestre sur sa trajectoire autour du Soleil. L’amplitude du mouvement ainsi constatée dans les coordonnées de l’étoile donne directement la distance de l’étoile, d’où l’on déduit sa magnitude absolue. Celle-ci permet de déduire par comparaison celles d’autres étoiles de même type. La parallaxe d’une étoile est l’angle sous lequel le demi-grand axe de l’orbite terrestre serait vu de l’étoile sous un angle normal. C’est, par définition, l’inverse de la distance de l’étoile mesurée en parsecs. Aucune d’entre elles n’atteint 1″. Le nombre des étoiles dont les parallaxes (donc les distances) ont été mesurées directement est de 10 000 environ.

Spectres stellaires

Les spectres stellaires comportent toujours un fond coloré continu, émis par la partie centrale de l’étoile, où la pression est très élevée. Sur ce fond continu apparaissent en surimpression des raies, généralement obscures, mais quelquefois lumineuses, produites par l’atmosphère gazeuse superficielle de l’étoile. L’étude de chaque raie (largeur, profondeur, intensité) a permis de connaître la composition chimique des atmosphères stellaires, qui, dans l’ensemble, est identique pour toutes les étoiles. La composition en masse est 76 p. 100 d’hydrogène, 23 p. 100 d’hélium, 1 p. 100 de l’ensemble des autres corps (Fe, Cu, O₂, N, etc.). Les proportions en atomes sont évidemment différentes : pour 1 million d’atomes d’hydrogène, on a 90 000 atomes d’hélium et 400 atomes de calcium. Cependant, les raies de l’hydrogène ne prédominent que dans un type particulier d’étoiles, parce que la production de ces raies est très difficile dans les conditions d’observation.