Atmosphères stellaires : modèles et spectres synthétiques

L'atmosphère d'une étoile comprend les couches extérieures d'où des photons ont la possibilité de s'échapper directement avant de nous parvenir. Par exemple l'essentiel de la lumière sortant du soleil provient d'une zone superficielle de faible épaisseur (environ 0,001 rayon solaire), c'est la photosphère.

Donnons une explication schématique : au cœur de l'étoile, la fusion nucléaire produit de l'énergie qui, principalement grâce au rayonnement, est évacuée vers le vide environnant. Dans les couches situées à la base de l'atmosphère, la matière très chaude émet un rayonnement thermique quasi-isotrope très proche de celui du corps noir. Son spectre suit la loi de Planck, car un équilibre thermodynamique est réalisé localement à une température T, comme à l’intérieur d’un four. Le rayonnement qui se propage ensuite dans l’atmosphère vers l’extérieur est modifié en traversant des couches de gaz de plus en plus froid et dilué avant d’émerger dans le vide. Les particules matérielles de l’atmosphère absorbent, diffusent ou émettent des photons, ce qui modifie le spectre de ce rayonnement. Il devient anisotrope et s’écarte de l’équilibre thermique avec la matière. Il apparaît des raies en absorption et dans certaines conditions en émission, aux longueurs d'ondes caractéristiques des espèces atomiques ou moléculaires qui ont interagi avec les photons.

Qu’est-ce qu’un modèle d’atmosphère d’étoile ? C'est une description théorique de la géométrie et des conditions physiques des couches extérieures de l'étoile qui déterminent les caractéristiques du rayonnement émergent. C'est donc un intermédiaire puissant pour interpréter les spectres observés.

Un modèle donne un ensemble de grandeurs, cohérentes entre elles, qui traduisent l'équilibre ou l'évolution de l’étoile. Certains préalables sont des paramètres globaux que l'on déduit de l'observation plus ou moins directement : la masse et le rayon de l'étoile, d'où découle la force de gravité à la surface, ainsi que la température « effective », directement reliée à l’énergie totale rayonnée.

Pour obtenir un modèle d'atmosphère, on calcule les grandeurs physiques locales à chacune des différentes couches superficielles de l'étoile, à partir des lois qui régissent les processus physiques intervenant : le champ de rayonnement, la température, la densité, la composition chimique, les vitesses de déplacement (rotation, vent, turbulence) et éventuellement le champ magnétique.

Un spectre synthétique est calculé numériquement à partir d'un modèle. Il donne une prévision théorique détaillée du rayonnement de l'étoile aux différentes longueur d'onde, c’est-à-dire la forme du continuum et les caractéristiques des raies spectrales qui pourront être ensuite confrontés aux spectres observés.

Les modèles et les spectres synthétiques s’obtiennent par des simulations numériques de plus en plus précises, grâce à la puissance accrue des ordinateurs et l’amélioration des données fondamentales de physique et chimie (propriétés spectroscopiques des atomes, ions et molécules).