L’âge et la température des étoiles

Effet de la condensation progressive d’une nebuleuse

L’idée largement répandue au début du XX^e siècle était que âge et température des étoiles étaient étroitement liés. Dès lors, une simple mesure de la température permettait de remonter à l’âge de celles-ci. Cette idée découlait en fait directement de la théorie que se faisaient les astronomes de l’époque sur la formation des étoiles : « Nous savons que les gaz des nébuleuses sont très froids, et le grand Helmholtz a établi que, lorsqu’une masse de gaz nébulaire se condense, elle s’échauffe progressivement par le seul effet de la chute de la matière vers son centre. […] lorsque la masse gazeuse est devenue suffisamment petite et dense pour que le gaz ne puisse plus s’y déplacer facilement, le calcul montre que la chaleur gagnée par la condensation devient alors plus petite que celle qui est perdue par le rayonnement dans l’espace, et l’étoile se refroidit […] jusqu’à l’extinction complète. »

La mesure de la densité des étoiles et celle de la température de celles-ci, devait donc permettre de déterminer l’âge des étoiles. Les premiers essais se sont naturellement portés sur des cibles « faciles » telles que le Soleil, Sirius ou lambda du Taureau.

Les premières mesures de la température de surface du Soleil ont été réalisées avec un actinomètre. Cet appareil permet de mesurer la « quantité de chaleur rayonnante que chaque mètre carré de la Terre reçoit du Soleil au zénith. » Les mesures ont permis de calculer une température comprise entre 5000 et 6000 °C.

D’autres mesures ont été tentées avec le radiomètre de Crookes à l’observatoire de Yerkes aux Etats-Unis. Mais l’auteur, dans ses travaux, a réalisé une mesure plus précise grâce à un appareil de son invention : le pyromètre stellaire.

Variation avec la température de la couleur des corps incandescents

Le principe est basé sur le rayonnement du corps noir, et grâce aux travaux de physiciens français, « on connait aujourd’hui très exactement la quantité dont la température d’un corps incandescent s’accroit quand l’intensité des rayons bleus qu’il émet augmente dans une certaine proportion par rapport à celle des rayons rouges.

Ainsi, « en comparant une étoile artificielle, produite au moyen d’une lampe électrique et dont on peut faire varier l’éclat à volonté de quantités connues, et en interposant entre l’oeil et les deux étoiles alternativement, certains écrans colorés qui ne laissent passer de leur lumière que telle couleur que l’on désire » Charles Nordmann a mesuré une température de 5320°C pour le Soleil.

Temperature observee des étoiles

Avec cet appareil, l’auteur a déduit de la mesure de la température de quelques étoiles que, comparativement aux autres étoiles analogues, « le Soleil est vers la fin de sa carrière[…] qu’il est en train de se refroidir et que le temps qu’il lui reste à vivre est beaucoup plus court que celui qui s’est écoulé depuis sa formation. » d’après ses calculs, le Soleil devrait s’éteindre d’ici quelques millions d’années !... Heureusement que nous savons aujourd’hui qu’il en va tout autrement, et que sa fin n’est prévue que pour dans quatre milliards d’années. Un petit sursis non négligeable…

Temperature observee des étoiles

Les travaux de Charles Nordmann ont également permis de confirmer une observation faite par Sir Norman Lockyer qui, grâce à un spectroscope formé d’un simple prisme de verre placé devant l’objectif d’une lunette, avait montré que la composition chimique des étoile variait en fonction de leur température. Ainsi, plus l’étoile était froide, plus forte était la proportion des métaux lourds dans sa composition chimique.

Schema du spectroscope stellaire

A contrario, plus elle était chaude, moins il y en avait, jusqu’à n’être composée que d’hydrogène et d’hélium. La conclusion que Sir Lockyer fit de ses observations pour expliquer la présence plus ou moins abondante des métaux lourds dans les étoiles était la suivante : « la distribution progressive des corps composés, puis des métaux lourds à mesure qu’on passe des étoiles rouges aux étoiles à hélium, est due à ce que sans doute la température croît régulièrement des premières aux secondes. Sous l’influence de cette température croissante, les métaux les plus lourds […] se décomposeraient peu à peu pour former des métaux plus légers ; ceux-ci seraient à leur tour, si la chaleur augmente, dissociés et ainsi, dans les étoiles les plus chaudes, qui devraient donc être les étoiles à hélium, tous les corps seraient transformés en hydrogène et en hélium, les deux plus légers des éléments connus. » Cette théorie révolutionnaire pour l’époque fit alors grand bruit auprès de la plupart des chimistes. « Ceux-ci n’avaient pas alors assez de sarcasmes pour les rares savants qui se permettaient de mettre en doute le dogme sacré de l’invariabilité des éléments chimiques […] » car d’après Lockyer « un atome de fer et un atome d’or ne sont pas différents dans leur essence : ils sont composés des mêmes particules primordiales, mais simplement réunis en proportions différentes. »

Spectres d’étoiles

En conclusion, je vais une fois de plus laisser la parole à l’auteur de l’article original : « Grâce aux méthodes nouvelles de l’Astrophysique nous pouvons maintenant nous former de l’univers une image qui n’est pas sans beauté. Certes elle est bien incomplète encore et jamais nous ne saurons épeler toutes les strophes de cet énigmatique poème. Mais peut-être vaut-il mieux qu’il en soit ainsi, s’il est vrai que les plus beaux rêves sont ceux qui demeurent inachevés. »