4-    La rotation des étoiles

 La rotation du Soleil a été mesurée grâce aux taches solaires. Ce n’est pas possible pour les autres étoiles trop éloignées de nous.

L’étude du spectre d’une étoile va nous permettre de mettre en évidence une rotation (saut si son axe de rotation est confondu avec l’axe de visée de l’étoile depuis la Terre !) Pour le bord qui s’éloigne de nous les raies vont être décalées vers le rouge, au contraire, au bord opposé, les raies seront décalées vers le bleu. Le phénomène est simple à mesurer lorsque notre axe d’observation coïncide avec le plan équatorial de l’étoile. Dans les autres cas il faut tenir compte de l’inclinaison de l’axe de rotation.

 Elargissement de la raie par effet Doppler liè à la rotation de l’étoile. La rotation (en bas) élargit la raie qui est plus sombre au centre (moins profonde sur le spectre).

Elargissement et diminution de la profondeur d’une raie dus à la rotation de l’étoile.

Source : Astrophysique sur mesure (IAP).

Il est ainsi possible de mesurer la rotation d’une étoile donnée.

 Quelles vitesses observe-t-on ?

Les étoiles de type  G K M ont une rotation de l’ordre de 1 à 5 km.s^-1. Les étoiles de type F tournent à 100 km.s^-1 et celles de type B à 200 km.s^-1. La vitesse est d’autant plus grande que le transfert d’énergie par convection est moins élevé. Cette action de freinage est due au champ magnétique qui est plus intense quand la couche convective est plus importante.