Détermination de la composition chimique d'une étoile

Introduction

En 1835, Auguste Comte disait dans son Cours de philosophie positive que parmi les choses qui resteraient à jamais hors de portée de la connaissance humaine figurait la composition chimique du Soleil. Il ne vécut pas assez longtemps pour voir en 1865 deux savants allemands, Robert Bunsen et Gustav Kirchhoff analyser pour la première fois la lumière du Soleil et permettre ainsi d'en déterminer la composition chimique. 

En 1666, le physicien anglais Newton fit le noir dans sa chambre, de telle sorte que la lumière du Soleil ne puisse y pénétrer que par un petit trou percé dans les volets. Puis il plaça un prisme de verre sur le trajet des rayons lumineux. Aussitôt, un magnifique arc-en-ciel se forma sur le mur opposé. Au lieu d'une tache de lumière blanche, apparaissait une bande de six couleurs : violet, bleu, vert, jaune, orangé, rouge... Newton réussit à expliquer le phénomène : la lumière du Soleil est un mélange de diverses couleurs. En traversant le prisme, elles sont déviées de façon inégale. Il venait de découvrir le moyen de décomposer la lumière du Soleil, d'en obtenir le spectre.

Vers 1802, le physicien anglais William Wollaston remarqua ainsi quelques raies noires dans le spectre apparemment continu de la lumière solaire. Dès 1811, le physicien allemand Joseph Fraunhofer s'intéressa de plus près à ce phénomène. Il fabriqua un réseau constitué de fils de fer tendus sur deux vis. Il se servit de ces réseaux pour étudier le spectre solaire et découvrit près de 500 raies d'absorption qui portent son nom.  Il désigna par des lettres les raies les plus brillantes allant de A à G. Cette nomenclature reste encore utilisée, en particulier pour la raie D du sodium.

En 1865 deux savants allemands, Robert Bunsen et Gustav Kirchhoff reconnaissaient dans le spectre du Soleil la raie caractéristique du sodium. Henry Rowland dénombrait trente-six éléments en 1896. L'hélium fut ainsi découvert à la surface du Soleil par identification de raies inconnues, avant qu'il ne soit découvert sur la Terre en 1895.

Aujourd'hui, on en dénombre plusieurs milliers de raies, on a pu ainsi identifier dans l'atmosphère du Soleil les 92 éléments naturels.

Les principes physiques de la spectroscopie

Un corps incandescent chauffé à haute température apparaît successivement rouge, orange, jaune, blanc puis bleu par température croissante. La couleur du corps de dépend alors que de la température à laquelle il est porté (cas des étoiles). Le spectre de ce corps est un spectre continu, contenant les raies rouge et est d'autant plus étendu vers le violet que la température du corps est élevé.

Si on excite un gaz à faible pression par exemple par une décharge électrique alors ce gaz émet une lumière dont la couleur est cette fois ci caractéristique de ou des éléments chimiques dont il est constitué. Le spectre obtenu est un spectre de raies d'émission et les raies sont caractéristiques du ou des éléments chimiques dont le gaz est constitué. Il est ainsi possible d'identifier la nature du gaz par identification des raies. (cas des nébuleuses)

Si on fait traverser un gaz froid par un source de lumière incandescente on observe un spectre dit d'absorption de raies c'est-à-dire qu'il se présente comme le spectre continu de la source mais que les raies des éléments contenues dans le gaz sont noires dans le spectre d'absorption.


Flammes colorées, de gauche à droite : violet pâle (potassium), rose fuchsia (lithium), rouge (strontium), orangé (calcium), jaune (sodium)


M 42 dans la constellation d'Orion. Noter la couleur rose due à la présence d'hydrogène.

Les classes spectrales

L’aspect des spectres des étoiles, en particulier la présence ou l’absence de certaines raies a conduit à Havard au début du XX siècle à établir une classification d'étoiles.

Les étoiles sont classées principalement en sept classes spectrales désignées par les lettres majuscules O, B, A, F, G, K, M, chaque classe étant subdivisée en dix types spectraux, par exemple de A0 à A9. Il y a une transition quasi continue entre les classes, ce qui est maintenant expliqué par des phénomènes d’évolution. 

Classe O : présence de raies de l’hélium ionisé
Classe B : présence de raies de l’hélium neutre
Classe A : prédominance des raies de l’hydrogène
Classe F : présence de raies nombreuses de métaux ionisés
Classe G : présence simultanée de raies de métaux neutres et de métaux ionisés
Classe K : prédominance des raies de métaux neutres
Classe M : présence des raies de l’oxyde de titane

En plus des classes définies précédemment, il convient d’ajouter trois autres classes qui comprennent très peu d’objets : la classe W (étoiles Wolf-Rayet) dont le spectre présente de nombreuses raies d’émission et qui se situe avant la classe O ; la classe C (étoiles carbonées, anciennement R et N) a un spectre riche en raies d’absorption de molécules carbonées, et la classe S un spectre riche en raies de l’oxyde de zirconium. Ces deux dernières classes viennent se placer après la classe M.

Le diagramme de Hertzsprung-Russell

Le diagramme de Hertzsprung-Russell montre la relation entre la luminosité (en ordonnée) et la classe ou type spectral des étoiles (en abscisse). Il a été inventé autour de 1910 par Ejnar Hertzsprung et Henry Norris Russell.

Les points représentatifs des étoiles n’occupent pas des positions quelconques. La majorité des points forment une bande étroite inclinée groupant toutes les étoiles comprises entre les étoiles O, de forte magnitude absolue, et les étoiles M, peu lumineuses, formant ce que l’on appelle la « séquence principale » ou étoiles naines. Au-dessus de ce groupe se trouve une série d’étoiles plus lumineuses qui forment la classe des géantes.

Un autre groupement se trouve au-dessous des étoiles de la séquence principale : il est formé d’étoiles moins lumineuses que ces dernières, les sous-naines. Enfin quelques étoiles ont été découvertes qui ont des magnitudes encore plus faibles, et forment la classe des naines blanches.

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