L’EXTINCTION
(ABSORPTION) INTERSTELLAIRE : MISE EN EVIDENCE PAR TRUMPLER EN 1930
I- Luminosité,
éclat, et magnitudes : un moyen de mesure de la distance des corps célestes.
1)
Luminosité, éclat, et distance
2)
Magnitudes absolue et apparente, des grandeurs utiles pour mesurer la distance
II –
L’extinction interstellaire
1)
Shapley : les amas globulaires ou l’hypothèse d’une absorption
interstellaire insignifiante.
Conséquences
de la découverte de l’extinction interstellaire
Conséquences de
la découverte de l’extinction interstellaire
Au
début XXème siècle, les progrès de
l’astronomie permettent de développer un grand nombre d’hypothèses notamment
sur le modèle galactique. Seulement, il est impératif pour ce faire de
connaître les distances des étoiles ou autres formations célestes de manière
exacte. Au cours de ce dossier, nous allons donc étudier les différentes
méthodes de mesures de ces distances, qui par leur diversité, comme nous allons
le voir, seront à l’origine d’une découverte majeure de l’astronomie du début
de siècle qui bouleversa les conceptions de la Voie Lactée.
L’éclat représente la puissance de la lumière, en provenance
d’une étoile ou d’un autre objet astronomique, reçue sur la terre par unité de
surface : en effet, cette grandeur s’exprime en watts/m2. Cet
éclat varie en fonction de la distance de l’objet étudié mais aussi en fonction
de sa luminosité propre, intrinsèque. La mesure de l’éclat n’est donc pas
suffisante pour obtenir la distance de l’étoile, qui nécessite donc la prise en
compte de cette luminosité intrinsèque.
Cette dernière, quant à elle, s’exprime en watts et,
contrairement à l’éclat, ne varie pas en fonction de la distance de laquelle on
observe l’étoile puisqu’elle est inhérente à l’objet. On peut ainsi faire
l’analogie avec le diamètre et le diamètre apparent : ce dernier change en
fonction de la distance alors que le diamètre «réel » est une caractéristique
propre de l’objet.
La relation vérifiée par ces grandeurs est la
suivante :
E=L/(4πd2),
Avec :
E l’éclat de l’étoile, L sa luminosité et d la distance (en parsecs) qui sépare
l’étoile de la Terre (on précise que l’éclat est mesuré avec une surface
disposée perpendiculairement à la ligne de visée de l’étoile).
Note : On notera
également que E est une valeur corrigée, les perturbations engendrées par
l’atmosphère terrestre ayant été mesurées puis incluses dans le paramètre E de
manière à indiquer l’éclat qui aurait été obtenu sans perturbation. Par
contre, les perturbations hors atmosphère,
qui constituent l’objet d’étude de ce dossier, ne sont pas prises en compte
dans cette mesure.
Ici, l’éclat et la luminosité sont
« globaux » ; ils concernent l’ensemble des longueurs d’onde des
radiations lumineuses, qu’elles soient visibles ou non, reçues sur la Terre
pour l’éclat, et émises par l’étoile pour la luminosité.
Cependant on peut étudier l’éclat et la luminosité pour une
longueur d’onde λ donnée : on aura une relation identique à la
relation générale entre l’éclat et la luminosité mesurés pour cette longueur
d’onde λ. Pour mesurer cet éclat, dit monochromatique, on utilise des
filtres à intervalle spectral limité, c’est-à-dire qui ne laisse passer qu’un
court intervalle de longueur d’ondes. L’ensemble de filtres le plus répandu est
le système U, B, V, chacun des trois filtres correspondant respectivement aux
radiations de longueurs d’onde 365 nanomètres (nm), 440 nm et 550 nm.
En astronomie, on utilise pour plus de commodité l’échelle
des magnitudes pour indiquer la luminosité et l’éclat d’un corps : on fait
correspondre à la magnitude absolue (notée M) la luminosité, et à la magnitude
apparente (notée m) l’éclat, par les relations suivantes :
M =
-2,5logL + C1
m =
-2,5logE + C2,
Avec C1 et
C2 des constantes déterminées par l’échelle des magnitudes choisie.
Note : pour plus
d’exactitude, on peut écrire M = -2,5log(L/4π102)
+ C3 où on a donc C1 = C3 + 2,5log(4π) + 5. En effet, la magnitude absolue
bolométrique correspond à la magnitude apparente qu’aurait
l’étoile si elle était située à 10 parsecs du lieu d’observation, sans bien sûr
qu’aucune perturbation interstellaire quelle qu’elle soit ne vienne tronquer
cette magnitude.
Par la
suite, on obtient donc la relation
m – M = -2,5logE + 2,5log(L/4π102)
= -2,5log(L/4πd2) +
2,5log(L/4π102)
= -2,5logL + 2,5logL
+ 2,5log4π - 2,5log4π + 5logd – 5log10
= 5logd – 5
On
appelle l’expression m - M le module de
distance.
Pour connaître distance de l’étoile
étudiée, on fait 100,2(m – M + 1) =
10logd, d’où
d = 100,2(m
– M +1)
Pour connaître la magnitude absolue,
on utilise la magnitude absolue visuelle à laquelle on rajoute une correction
due à l’énergie qui n’est pas rayonnée dans le domaine visible, énergie qui
compose la magnitude absolue mais non la magnitude absolue visuelle.
La
magnitude visuelle, quant à elle, est déterminée grâce à l’étude du spectre
d’une étoile. A partir du type spectral et de la classe de luminosité d’une
étoile, déterminés notamment par l’intermédiaire de l’intensité et les
grandeurs des raies d’émission, on peut estimer la température de surface et la
taille du diamètre d’une étoile, puis retrouver la luminosité et donc la
magnitude absolue visuelle en utilisant la loi de Stefan.
On remarquera que cette méthode est
la seule connue pour mesurer la distance d’étoiles situées à plus de 1000
parsecs actuellement (la meilleure précision obtenue avec la méthode des
parallaxes étant de 0,001’’, soit 1/0,001 = 1000 parsecs). Il est donc
essentiel de s’assurer de son exactitude comme le fera Trumpler.
Avant Trumpler, la plupart des astronomes, y compris ceux
qui s’intéressèrent aux dimensions de la Voie Lactée, supposèrent que la
propagation de la lumière depuis les étoiles jusqu’à la Terre n’était soumise à
aucune perturbation de nature à modifier l’intensité de cette lumière.
C’est en fait Shapley le premier qui a envisagé sérieusement
la possibilité d’une telle absorption de la lumière stellaire avant même sa
traversée de l’atmosphère. En effet, dès ses premières publications sur les
magnitudes des amas globulaires au début du XXéme
siècle, cet astrophysicien Américain met en évidence une légère anomalie dans
les mesures qu’il effectue sur les amas globulaires. Il observe en effet un
écart entre la proportionnalité qu’il relève et celle qu’il avait attendue
entre le diamètre apparent d’un amas globulaire et sa magnitude apparente.
Voici le raisonnement qu’il mena.
Dans un premier temps, Shapley suppose que les dimensions
et les magnitudes absolues de tous les amas globulaires sont identiques, ce qui
le conduit à la constatation suivante : si on observe deux amas
globulaires qui ont pour différence de magnitudes apparente 1,5, on a la
relation suivante, avec les indices 1 et 2 indiquant les grandeurs pour chacun
des deux amas :
d1/d2 =
100,2(m1 – M1 + 1) / 100,2(m2
– M2 + 1) = 100,2(m1 – m2
+ M1 –
M2 + 1 - 1) = 100,2(1,5) ≈ 2
ce qui signifie
qu’un gain de 1,5 magnitude correspond à un multiplication de la distance par
2. Par la suite, sachant que le doublement de la distance correspond à la
division par 2 du diamètre apparent (ce qui se vérifie si on considère
l’approximation tanθ ≈ θ, 2θ représentant le diamètre
apparent, d’où tan θ = D/2d et 2θ
≈ D/d, où D représente le diamètre de l’amas globulaire), il entreprend
de le vérifier par les observations. C’est alors qu’il remarque que le diamètre
apparent n’est pas divisé par 2 pour une augmentation de 1,5 magnitude, mais
par une valeur plus faible.
Ceci le pousse à proposer plusieurs hypothèses, dont celle
qu’il jugera lui-même la plus « acceptable », l’extinction
interstellaire. En effet, si celle-ci augmente la magnitude apparente, une
augmentation de cette magnitude mesurée de 1,5 correspondrait en fait à une
augmentation réelle (s’il n’y avait pas d’absorption) plus faible, donc à une
diminution du diamètre apparent plus faible également. Naturellement, cette
hypothèse induit le fait que la mesure des dimensions de l’amas n’est pas
troublée par l’absorption envisagée.
Malgré tout, Shapley conclura à une extinction
interstellaire négligeable dans la direction
ces amas globulaires. Par ailleurs, l’étude des couleurs des étoiles d’un
de ces amas par l’intermédiaire de leur spectre ne révèlera pas de
rougissement, phénomène dû à l’absorption de la lumière qui s’exerce peu sur
les radiations de longueurs d’onde élevées (donc situées vers le rouge et
l’infra rouge). N’ayant pas décelé cet effet, qui aurait donc trahi l’existence
de poussières ou autres obstacles interstellaires, Shapley est donc conforté
dans ses conjectures. Et il n’eut pas tort sur ce point, mais son erreur sera
de généraliser sa conclusion à toutes les directions, avançant alors la faible
importance de l’absorption interstellaire, et émettant seulement quelques
réserves sur des régions localisées de la voie lactée.
La différence majeure entre les
travaux de Shapley et de Trumpler, astronome suisse, réside sans doute dans
l’objet de leurs études : alors que Shapley s’était investi dans
l’observation des amas globulaires, Trumpler, lui, concentrera ses recherches
astronomiques (du moins celles ayant trait à l’extinction interstellaire) sur
les amas ouverts. La différence la plus importante pour la détermination de l’intensité
de l’extinction interstellaire entre ces deux types d’amas est leur position
galactique. Ainsi, les amas ouverts, contrairement aux amas globulaires, sont
situés dans le plan équatorial de la Voie Lactée, ce qui différenciera
considérablement les résultats des deux astronomes.
Cependant, c’est au moyen d’une méthode sensiblement
identique à celle de Shapley que Trumpler réalisa ces observations, pour la
plupart à l’observatoire de Lick, aux Etats-Unis.
Partant du même type d’hypothèse, à savoir que tous les amas ouverts ont les
mêmes dimensions, il a cherché à comparer les distances obtenues par la méthode
du diamètre apparent et par celle des magnitudes, puis à en déduire un
coefficient d’absorption interstellaire. Pour mieux expliciter la démarche de
Trumpler, nous allons tenter de reproduire celle-ci à partir des données
fournies pour quelques amas ouverts dans le texte intitulé Laboraory
Exercises in Astronomy : Star-Cluster Distances and Dustiness of Space , en
répondant notamment aux exercices proposés.
A) Diamètre apparent et distance
Dans un premier temps, Trumpler détermina le diamètre
apparent d’une centaine d’amas ouverts, afin de connaître ensuite leur distance
relative, puis leur distance absolue à partir d’un amas suffisamment proche
pour que sa distance puisse être mesurée par la méthode des parallaxes. Nous
allons donc faire de même pour les amas des Pléiades, et les amas M34, M67,
M36, M11, M103.
Pour mesurer les distances à partir
des diamètres apparents, on utilise la formule vue précédemment θ = D/d
avec θ le diamètre apparent, D le diamètre de l’amas et d sa distance de
la Terre. On a préalablement supposé que tous les amas ouverts ont le même
diamètre, donc on a pour des amas d’indice 1 et 2 ; D1 = D2,
d’où θ 1 X d1 = θ 2 X d2,
ce qui équivaut à la relation suivante : d2 = (θ 1 X d1) /
θ 2
L’amas des Hyades étant suffisamment
proche pour que sa distance puisse être mesuré à partir de la méthode des
parallaxes, on l’utilisera comme amas2. Ainsi, on pourra calculer non
seulement la distance relative des amas par rapport à l’amas des Hyades, mais
aussi leur distance absolue puisque la distance de ce dernier est connue. Il
est nous est indiqué les données suivantes : dHyades
= 41 parsecs et θHyades = 400’’ donc on calculera les
distances à l’aide de la formule damas = (400 X 41) / θamas
(distances obtenues consignées dans la colonne 3 du tableau).
B) Distance et magnitudes
Ensuite, Trumpler a donc cherché à déterminer la distance
des amas en étudiant leurs magnitudes. On notera que si Trumpler a utilisé les
diagrammes H-R (Hertzsprung-Russel)
des amas ouverts pour retrouver les magnitudes absolues des étoiles puis
mesurer leur distance, nous allons nous contenter de supposer que les amas
ouverts ont la même magnitude absolue, ce qui est une hypothèse raisonnable si
on admet que, pour des dimensions identiques, les amas ouverts sont constitués
du même nombre d’étoiles. Notre utilisation des diagrammes H-R
se limitera donc à la mesure des différences de magnitudes apparentes, ce qui
nous permettra de la même manière que pour la méthode du diamètre apparent, de
calculer les distances relatives des amas, puis à l’aide de la distance
parallactique des Hyades, leur distance absolue. En considérant ces hypothèses
on parvient à la formule suivante :
Mamas = MHyades ßà mHyades – 5logdHyades
= mamas – 5logdamas
ßà
10logdamas = 100,2(mamas + 5logdHyades
– mHyades) ßà damas = dHyades
X 100,2(mamas –
mHyades)
ßà damas = 41 X 100,2(mamas – mHyades)
Pour calculer la distance d’un amas, il est donc nécessaire
de connaître la différence de magnitude apparente entre les Hyades et cet amas,
différence que nous connaîtrons grâce aux diagrammes HR.
Ces derniers indiquent la magnitude apparente des étoiles qui compose l’amas en
fonction de leur type spectral (de O, pour les étoiles à la température
effective la plus élevée, à M pour les étoiles les plus froides) : à
chacune des étoiles est donc associé un point sur le diagramme.
La majorité des étoiles d’un amas
forme une sorte de bande sur le diagramme H-R, appelée « séquence
principale ». On remarque donc une certaine relation entre magnitude
apparente et température effective : plus les étoiles sont chaudes, plus
elles sont brillantes. Seules certaines étoiles froides et brillantes se
démarquent de cette séquence principale en raison de leur taille importante,
d’ailleurs à l’origine de leur dénomination « géantes » rouges.
La différence de magnitude se
mesurera entre ces séquences principales et on ne tiendra pas compte de ces
géantes rouges. Il suffit donc de faire en sorte que les séquences principales
des deux amas se superposent (au moins en partie) tout en gardant les types
spectraux des deux amas alignés. Il reste alors à mesurer l’écart entre les
valeurs des magnitudes indiquées sur l’axe des ordonnées, qui correspond donc
approximativement à la différence des magnitudes entre les deux amas. Ces
manipulations sont représentées sur les figures ci-dessous et les résultats seront
placés dans les colonnes 4 et 5 du tableau.
Une
fois ces mesures effectuées, on applique la formule énoncée ci-dessus.
C) Déductions : l’hypothèse
de l’extinction interstellaire
Ayant toutes les données en main, Trumpler trace alors la
distance calculée à partir du diamètre apparent en fonction de la distance dite
« photométrique », c’est-à-dire obtenue par la méthode des
magnitudes. Là, il constate que le graphe qui correspond est une courbe, et non
une droite comme il aurait dû en être le cas si toutes les hypothèses de départ
étaient fondées et si rien n’était venu perturbé la mesure des distances. On
peut à notre tour s’apercevoir de ce phénomène en comparant les distances
trouvées avec les deux méthodes pour les 6 amas considérés : la distance
photométrique est toujours plus élevée que l’autre et la proportion d’écart
croit avec l’augmentation de la distance. Sur un échantillon de cette taille,
on ne peut réellement généraliser à tous les amas ; Trumpler a cependant
réalisé la même opération sur une centaine d’amas, ce qui confère une certaine
fiabilité à ses résultats, écartant l’éventuelle incertitude qu’aurait pu
engendrer une disparité dans la taille des amas.
Pour expliquer cette anomalie, beaucoup plus importante que
celle constatée par Shapley avec les amas globulaires, Trumpler retient deux
causes plausibles, avancées par Shapley lui aussi quelques mois auparavant. Ceci
peut s’expliquer soit par le fait que la taille des amas augmente en fonction
de leur éloignement, soit par une absorption interstellaire. La première
possibilité ne paraissant pas viable, Trumpler penche pour la présence d’une
sorte d’opacité de l’espace due à des poussières interstellaire. Cette
hypothèse lui permet d’expliquer également le phénomène de rougissement
interstellaire, en considérant que l’action de cet agent absorbant est plus
importante sur les longueurs d’ondes proches du bleu que du rouge, à l’image de
l’effet de l’atmosphère terrestre qui rougi le soleil lorsqu’il est à
l’horizon.
D)
Mesure de l’absorption : la méthode de Trumpler
Alors convaincu de l’existence de
cette absorption, Trumpler cherche à la mesurer et à en déduire une règle
générale. On peut faire de même en calculant l’écart entre la magnitude
observée et la magnitude telle quelle aurait due être sans absorption. Pour ce
faire, on considère comme Trumpler que la distance trouvée par les diamètres
apparents est la distance correcte. On appelle donc mθ et dθ
les magnitudes et distances supposées comme justes (sans l’absorption) et mphot et dphot
les valeurs mesurées avec l’absorption. On a donc les relations
suivantes : mθ - M = 5log dθ - 5
mphot
- M = 5log dphot
- 5
donc :
mphot
- mθ = 5log (dphot / dθ)
On
calculera cette absorption puis on en déduira un coefficient d’absorption dans
la direction de chaque amas puis on en fera la moyenne, ceci dans les colonnes
6 et 7 du tableau.
La valeur trouvée pour l’absorption en direction des
Pléiades étant négative, on n’en tiendra pas compte, ce résultat étant sûrement
à la proximité de cet amas combinée aux erreurs de mesure. Trumpler trouvera un
coefficient d’absorption moyen de 0,7 magnitudes/kiloparsecs,
mais comme nous l’avons indiqué plus haut sur un nombre beaucoup plus élevé
d’amas (on peut aussi noter que cette valeur est inférieure aux estimations
actuelles qui sont de l’ordre de 1,0 magnitudes / kiloparsecs).
D’autre part, ce coefficient d’absorption moyen est peu utilisé par les
astronomes, puisque l’absorption varie de manière importante selon la
direction : on peut rappeler que Shapley, avec le même raisonnement, avait
conclu à une absorption interstellaire négligeable car il étudiait les amas
globulaires, qui se situent hors du plan galactique.
Cette étude des amas ouverts, que Trumpler publia dans un
article sous le nom de Absorption of Light in the Galactic System
fut réellement la première preuve de l’extinction interstellaire
unanimement reconnue par les astronomes.
Pour mesurer l’absorption à l’aide d’étoiles individuelles
et non d’amas, on utilise actuellement la méthode de l’excès de couleurs. et on
mesure les variations de couleurs grâce à un ensemble de filtres. Le milieu
interstellaire étant plus propice à la propagation des ondes lumineuses proches
du bleu, on peut s’apercevoir d’une absorption en comparant l’intensité des
radiations lumineuses de différentes longueurs d’ondes: ainsi, plus on constate
de différence entre l’intensité des radiations proches de l’infrarouge et de
celles proches de l’ultraviolet, plus la lumière de l’étoile observée est
soumise à une absorption. Cette méthode, appliquée à de nombreuses étoiles, a
notamment permis de dresser une carte de l’absorption interstellaire dans la
galaxie.
L’une des rares erreurs de Trumpler sera de ne pas savoir tirer les bonnes conclusions de ses observations : en effet, il profitera de cette étude complète des amas ouverts pour en déduire un modèle Galactique comme le fit Shapley, mais sans comprendre la portée de sa découverte. L’absorption interstellaire suggère ainsi clairement que le domaine de visibilité des étoiles pour les télescopes dans le domaine visible est limitée en distance (selon les calculs à environ 5000parsecs) et donc que les étoiles au-delà de cette limite ne peuvent être détectées que dans le domaine de l’infrarouge. Et pourtant, Trumpler ne fait que dénoter la « forte concentration centrale et un éclaircissement graduel avec la distance » et fixer les dimensions de la voie lactée à « environ 2000 à 4000 parsecs ».
Trumpler ne change donc pas sa conception héliocentrique de
la galaxie, que sa découverte de l’absorption aurait pourtant dû
ébranler : étant donné la distance limite à laquelle on peut distinguer
une étoile dans le domaine visible, on observe forcément une distribution des
étoiles de la Voie Lactée héliocentrique et circulaire, et même pourrait-on
dire géocentrique. Mais puisque l’on sait que d’autres étoiles nous sont
cachés, on peut d’ores et déjà mettre en doute cette conception de la galaxie,
comme l’avaient fait même avant Trumpler certains
astronomes, qui, au souvenir de Kepler, s’interrogeaient déjà sur la parfaite
répartition héliocentrique de la galaxie. Le modèle de Shapley, qui propose que
les amas globulaires soient des systèmes déconnectés de la Voie Lactée, est lui
toujours rejeté par Shapley, alors qu’il expliquerait pourtant les variations
d’absorption de magnitude entre les amas ouverts et globulaires.
ANNEXES
|
Diamètre accepté
(parsecs) |
3,7 |
3,6 |
6,0 |
5,9 |
5,5 |
5,0 |
|
Distance acceptée (parsecs) |
127 |
440 |
830 |
1260 |
1725 |
2450 |
|
Coefficient d’absorption
(magnitudes / kiloparsec) |
_ |
0,39 |
1,00 |
1,96 |
1,47 |
0,94 Moyenne : 1,27 |
|
Absorption (magnitudes) |
-0,2 |
0,23 |
0,68 |
2,01 |
2,20 |
2,22 |
|
Distance obtenue par la
méthode de la magnitude (parsecs) |
148 |
649 |
896 |
2586 |
4100 |
6498 |
|
mamas - mHyades |
2,8 |
6,0 |
6,7 |
9,0 |
10,0 |
11,0 |
|
Distance obtenue avec la
méthode du diamètre apparent (parsecs) |
164 |
585 |
656 |
1025 |
1490 |
2342 |
|
Diamètre apparent
(minutes d’arc) |
100 |
28 |
25 |
16 |
11 |
7 |
|
Nom de l’amas |
Pléiades |
M 34 |
M 67 |
M 36 |
M 11 |
M 103 |