Généralités

Les étoiles, comme le Soleil, tirent leur énergie de la fusion nucléaire des atomes légers. Les étoiles naissent et évoluent de manières différentes. Certaines sont dans un état d'évolution qui les rend plus lumineuses, d'autres au contraire deviennent très faibles. Comment juger qu'une étoile est lumineuse ou faible ? Il faut connaître la distance de l'étoile. C'est pour cela que le problème de la détermination des distances est si important. C'est sans doute le problème principal de l'astronomie et de l'astrophysique. Le problème n'est pas tout simple.

Les parallaxes

La première méthode utilisée pour déterminer la distance d'un objet astronomique est la méthode de la parallaxe.

Nous avons déjà exposé le principe quand nous avons parlé de la mesure de la distance Terre-Soleil par le passage de Vénus devant le Soleil. Mais rappelons la méthode de manière très générale.

Si je peux observer un astre depuis deux points A et B, sa direction mesurée par rapport à une direction fixe, fournie par un objet extrêmement lointain, n'est pas la même. Je trouve un angle a₁ depuis A et a₂ depuis B.
La différence p = a₁ - a₂ est l'angle sous lequel je vois la longueur AB depuis l'astre en question. Cet angle s'appelle l'angle de parallaxe. Il n'y a qu'une seule façon de construire le triangle OAB à partir de AB et de l'angle p. Donc ce triangle est complètement connu. Je connais en particulier OM, qui n'est autre que la distance que je cherche.

Voila comment, par la mesure de la longueur de la base (AB) et des deux directions (a₁ et a₂), je peux avoir la distance qui me sépare de l'objet. La longueur AB est supposée bien plus petite que OM, évidemment.

Quand la base est le rayon équatorial de la Terre on parle de parallaxe horizontale. Les deux sites d'observation sont accessibles en se déplaçant sur la Terre.

Quand la base est le demi grand axe de l'orbite de la Terre, on parle de parallaxe annuelle. Les deux sites d'observation ne sont pas accessibles à un même instant. Mais en observant depuis la Terre à un instant donné et en observant à nouveau de la Terre, six mois plus tard, la distance est de deux fois le demi grand axe de l'orbite de la Terre.

Cette méthode ne permet pas de mesurer des objets très distants. Il nous manque une base accessible assez grande. Pour aller plus loin il faut utiliser la méthode photométrique.

La méthode photométrique.

L'éclat d'une source lumineuse s'atténue comme le carré de sa distance. Si on mesure de combien l'éclat d'une étoile s'est atténué, on peut en déduire sa distance. Mais cela suppose que l'on puisse connaître sa luminosité intrinsèque (l'éclat que l'étoile aurait à une distance connue). C'est là tout le problème.

Le diagramme de Hertzsprung-Russel (HR)

A partir des quelques distances qui avaient pu être mesurées par une méthode géométrique, l'astronome H. Russel construisit un diagramme de la magnitude absolue en fonction du type spectral. Au même moment, l'astronome Hertzsprung faisait un diagramme de la magnitude apparente d'étoiles d'amas en fonction de leur couleur (différence de la magnitude en bleu et de la magnitude en jaune). Ces diagrammes avaient la même signification car la magnitude apparente des étoiles d'un amas n'est autre que la magnitude absolue, à une constante près (si m = m - M = constante ; m = M + constante) et on sait que la couleur est liée à la température, donc au type spectral. Ce diagramme est devenu le diagramme HR.

Voici l'aspect schématique du digramme HR. La plupart des étoiles sont dans la région orange qu'on appelle la série principale. Plus rarement, on trouve des étoiles dans la série des géantes ou des supergéantes. Notre Soleil est une étoile naine, classée G, sagement installée dans la série principale.

Vous comprenez que ce diagramme résout notre problème.
Si nous observons la couleur d'une étoile ou que nous déterminions son type spectral, nous pouvons presque déterminer la magnitude absolue. "Presque", parce que nous ne savons pas à quelle classe appartient l'étoile. Il nous faut estimer la classe de luminosité en examinant le spectre.
Nous saurons ainsi quelle est sa magnitude absolue. Pour certaines études statistiques, il suffisait même de supposer que toutes les étoiles étaient des naines et ça marchait, car la grande majorité des étoiles est effectivement composée de naines.

L'objectif était atteint. Mais nous verrons des méthodes plus précises encore pour obtenir la magnitude absolue d'une étoile, et ce de manière moins subjective. La classification des spectres était un art, un peu en voie de disparition.