Provocateur, le titre ? Pas tant que ça. En physique, un corps noir est un corps dont le rayonnement est de nature uniquement thermique. Donc, par définition, il ne réfléchit pas (comme beaucoup de personnes qui s'expriment sur tout à tort et à travers, mais ça c'est une autre histoire). C'est d'ailleurs ce qui lui vaut le qualificatif de noir, nous y reviendront un peu plus tard.

Le spectre de rayonnement d'un corps noir suit la loi de Planck :

T étant la température en Kelvin, k la constante de Boltzmann, c la vitesse de la lumière et nu la fréquence. Max Planck découvrit cette loi à l'automne de l'année 1900. Pour faire en sorte qu'elle décrive parfaitement le comportement des corps noirs, il dut faire l'hypothèse que leur rayonnement était constitué d'une somme de petits paquets d'énergie élémentaires :

     Spectre d'un corps noir. Image libre de droits. Source Wikimedia.

Max Planck ne tira pas toutes les conséquences de sa découverte : il fallut attendre 5 ans de plus pour qu'Albert Einstein fasse l'hypothèse de la quantification de la lumière sous forme de photons (c'est d'ailleurs cette découverte qui lui valut le prix Nobel en 1921).

Revenons à nos moutons. Un corps dont la température ne dépasse pas 1000 K est effectivement noir. En réalité, il rayonne dans l'infra-rouge. Puis, à mesure que sa température augmente, il commence à rougir. A 3000 K il est rouge. A 5000 K il est entre le blanc et le jaune (comme le Soleil dont la température en surface est de 5600 K). Puis il vire au bleu, avant de passer dans l'ultra-violet et de redevenir sombre.

Photosphère

En réalité, ce que nous voyons du Soleil, c'est le rayonnement de ses couches externes : la photosphère. La photosphère est une couche de 300 km d'épaisseur environ qui sert de zone tampon entre les couches internes, beaucoup plus chaudes et opaques, et le vide extérieur. Toutes les étoiles comportent une photosphère dont le rayonnement est assimilable à celui d'un corps noir.

Un corps noir ? Pas tout à fait. En 1830 Joseph von Fraunhofer découvrit l'existence de fines raies noires dans le spectre du Soleil. Peu de temps après Gustav Kirchhoff identifia ces raies comme étant dues à l'existence d'hydrogène dans la photosphère. L'hydrogène absorbe certaines fréquences et son spectre présente des raies d'absorption (raies de Balmer). Avec l'aide du chimiste Robert Bunsen, il identifia la présence d'autres éléments en très faible proportion (carbone, oxygène) ainsi que celle d'un élément alors inconnu sur Terre et à qui il donna le nom d'hélium (hélios veut dire soleil en grec).

Puissance d'émission d'une étoile et distance

On sait aujourd'hui que la luminosité d'une étoile est liée à sa température effective (température d'un corps noir dont le spectre correspond à celui de l'étoile) et à son rayon :

sigma étant la constante de Stefan. Cette loi n'était pas connue au XIXème siècle et les astronomes se sont demandés s'il y avait une relation entre température et luminosité d'une étoile. Problème, pour connaître la luminosité d'une étoile (on parle de magnitude) il faut connaître sa distance. A l'époque, la seule façon d'estimer la distance d'une étoile était la méthode de la parallaxe. Cette méthode consiste à utiliser le déplacement en 6 mois de la Terre pour faire deux mesures successives de la position d'une étoile proche par rapport aux étoiles lointaines. Ce déplacement est de 300 millions de km. Pour une étoile comme Proxima Centauri qui se trouve à 4 AL, c'est-à-dire à 4 10¹³ km, cela donne un écart de position de moins d'une seconde d'arc. C'est d'ailleurs cette méthode qui est à la base d'une unité de distance utilisée en astronomie : le parsec. Le parsec est la distance qui correspond à une parallaxe d'une seconde d'arc. Un parsec vaut 3,26 AL. La distance de Proxima est donc à 1,3 parsec.

Cette méthode ne permet d'évaluer que la distance des étoiles proches. Cela suffit à Ejnar Hertzprung et Henry Russel pour établir au début du XXème siècle un diagramme reliant la magnitude d'une étoile à sa température effective. Depuis, l'astrométrie par satellite a permis d'augmenter considérablement la précision et la portée de cette méthode. Le satellite Hipparcos a étendu à plus de 100000 le nombre d'étoiles cataloguées. La mission Gaia a pour but de porter la limite de portée à 20 kpc (20 kiloparsecs) : de quoi mesurer la distance d'un milliard d'étoiles !

Le diagramme H-R a conduit à une classification des étoiles selon leur type. La grande majorité des étoiles sont situées sur une branche du diagramme appelée séquence principale. Les étoiles sont classées par types en fonction de leur température (donc de leur spectre d'émission). On a attribué à chacun de ces types une lettre de l'alphabet : O - B - A - F - G - K - M. Le tableau ci-dessous donne les caractéristiques en température correspondant à ces types. La masse (exprimée en masse solaire) qui figure en bas de tableau n'est valable que dans le cas d'une étoile appartenant à la séquence principale. Le Soleil est une étoile de type G. Les étoiles de types G, K et M constituent plus de 95% de la population d'étoiles connues.

Diagramme HR. Auteur Richard Powell, licence Creative Commons Attribution-Share Alike 2.5 Generic. Source : Wikimedia.

Du fait de leur forte magnitude, les étoiles de la partie supérieure du diagramme sont surreprésentées dans la nomenclature des étoiles visibles. Sirius (alpha Canis Majoris), l'étoile la plus brillante après le Soleil, est un système binaire. Sirius alpha, la plus brillante des deux étoiles, est de type A (9600 K). Véga (alpha Lyrae) est également de type A. Rigel (béta Orionis) est une supergéante bleue (type B). Elles sont toutes trois facilement repérables à l'oeil nu malgré la pollution lumineuse.

Betelgeuse (apha Orionis) est également visible à l'oeil nu bien qu'elle soit de type M. Cela s'explique par le fait qu'il s'agit d'une supergéante rouge. Les étoiles rouges de la séquence principale, comme Proxima Centauri (type M) sont quasiment impossibles à localiser à l'oeil nu, à moins qu'elles ne soient très proches.

Vitesse d'éloignement et vitesse de rotation

Le spectre de rayonnement d'une étoile est également porteur d'autres informations fort utiles. Les étoiles sont animées d'un mouvement relatif par rapport au Soleil. Il en résulte un décalage de fréquence qui pourrait s'avérer fort gênant pour déterminer de façon précise leur température. Fort heureusement, il est possible de connaître ce décalage grâce aux raies d'absorption. Le phénomène physique à l'origine des raies d'absorption est le même quelque soit le type d'étoile : le décalage de ces raies ne peut être dû qu'à l'effet Doppler qui peut ainsi être mesuré.

Remarque : On ne parle ici que des étoiles qui se trouvent dans notre galaxie ou dans les galaxies voisines. Pour les étoiles situées dans des galaxies lointaines intervient également le décalage vers le rouge cosmologique (cosmological redshift) qui l'emporte sur l'effet Doppler dû au mouvement relatif des étoiles par rapport au Soleil. Mais il est vrai qu'il n'est alors plus possible de discriminer le rayonnement des étoiles prises individuellement. A cette distance, les objets astronomiques auxquels on s'intéresse sont les galaxies.

Le décalage spectral permet de mesurer la vitesse d'éloignement (ou de rapprochement) d'une étoile. Bof... Ne faisons pas la fine bouche ! Une proportion importante d'étoiles (peut-être 50%) fait partie d'un système binaire. Dans ce cas, et si le plan de rotation de ce système n'est pas perpendiculaire à notre axe de vision, la variation de la vitesse d'éloignement de ces étoiles nous renseigne sur leur vitesse de rotation et, par conséquent, sur leur masse respective (3ème loi de Kepler, voir le post sur le sujet).

Encore plus fort... Les étoiles tournent sur elles-mêmes. Il en résulte un différentiel de vitesse entre les deux bords à l'équateur astral. Ce différentiel à pour effet d'épaissir les raies d'absorption. Les techniques modernes d'interférométrie à large base (avec des télescopes distants) permettent de mesurer finement la largeur des raies et de faire la part des autres phénomènes qui peuvent intervenir (comme l'agitation des atomes d'hydrogène de la photosphère). On peut en déduire une estimation de la vitesse de rotation des étoiles.

Dédoublement des raies

L'amélioration continue de la précision des mesures spectrographiques permet désormais aux astronomes de tirer parti d'un autre phénomène physique : l'effet Zeeman. L'effet Zeeman consiste en un doublement des raies sous l'action d'un champ magnétique longitudinal. L'espacement entre les deux raies est proportionnel à l'intensité du champ magnétique. Cet effet permet de quantifier l'amplitude du champ dans le cas d'un système binaire composé de deux étoiles rapprochées et dont l'une est une étoile à neutrons (la plupart des étoiles à neutrons engendrent un champ magnétique de très forte intensité).

L'atmosphère terrestre, l'ennemie des astronomes

Le rayonnement des étoiles, comme on l'a vu, est porteur d'une information très riche. Malheureusement, une grande partie de cette information se perd dans l'atmosphère terrestre. L'atmosphère terrestre est totalement ou fortement opaque pour la plus grande partie du spectre de rayonnement. Elle ne laisse passer qu'une petite bande de fréquence entre 300 et 700 nm (le miracle de l'adaptation des espèces a permis que ce soient justement les fréquences que nous pouvons "voir") ainsi qu'une bande beaucoup plus large correspondant aux ondes radio. C'est la raison du développement spectaculaire de l'astronomie par satellite : Hubble dans la domaine visible, Spitzer dans l'infrarouge, Chandra pour les rayons X, Fermi pour les rayons gamma pour ne citer que les plus connus... Hipparcos et Gaia sont spécialisés dans l'astrométrie. Planck, placé au point de Lagrange L2, explore toute la voûte céleste dans des gammes de fréquence qui vont de 10 GHz à 850 GHz ! Ses capteurs maintenus à une température cryogénique lui permettent d'atteindre une précision inégalée. Le prochain joujou spatial très attendu par les astronomes est le JWST (James Webb Space Telescope) qui complètera Hubble dans le domaine infra-rouge.

A ce phénomène d'absorption totale ou partielle s'ajoute deux autres phénomènes, la diffusion et la réfraction. Le coefficient de diffusion est proportionnel à la puissance 4 de la fréquence (loi de Rayleigh). Le phénomène de diffusion est donc beaucoup plus sensible dans le bleu que dans le rouge. Qui dit diffusion du rayonnement par les molécules de l'air dit aussi réémission de ce rayonnement dans toutes les directions : c'est ce qui explique la couleur bleue du ciel dans la journée (voir le post consacré à ce sujet).

La réfraction intervient lorsque le rayonnement traverse des milieux d'indice différent, ce qui est bien sûr le cas du rayonnement stellaire qui traverse toutes les couches de l'atmosphère. En déviant les rayons qui proviennent d'une étoile, la réfraction introduit un biais dans la mesure de sa position. Ce biais est d'autant plus important que la position de l'astre est basse dans le ciel. Au zénith (90 degrés) il est nul. A 60 degrés il est de 34'', et de 1'41'' à 30 degrés. Lorsque l'on s'approche de l'horizon, le relèvement dépasse les 30' d'angle... C'est ainsi qu'au crépuscule, on continue de voir le Soleil alors qu'il est déjà passé en dessous de l'horizon. C'est également le phénomène de réfraction qui explique pourquoi le soleil nous apparaît aplati au crépuscule. Le relèvement des rayons qui proviennent du point le plus bas du disque solaire est plus important que pour ceux qui proviennent du point le plus haut (le diamètre du disque solaire fait 30' environ).

Et pour en finir avec la réfraction... c'est aussi ce phénomène qui explique que le ciel ne s'assombrit pas aussitôt que le Soleil est passé de l'autre côté de l'horizon. Même si le Soleil n'est plus visible, ses rayons continuent d'éclairer les molécules d'air de l'atmosphère. Si on regarde en direction de l'horizon, ce sont les teintes rouges qui dominent. En effet, le rayonnement direct est dépouillé des rayons bleus par diffusion de Rayleigh. Si on dirige son regard plus haut dans le ciel, celui-ci vire au bleu. Cette fois, ce sont les rayons bleus diffusés par les molécules de l'air qui nous parviennent. Ce phénomène est surtout perceptible lorsque le Soleil est très "bas" dans le ciel. Ses rayons traversent alors une couche d'air beaucoup épaisse.