2)Taille visuelle et flux reçu des étoiles
Afin de connaître une étoile, il s’agit de d’abord la placer à sa position relative réelle. Pour cela, des cartes existent dépendant de divers paramètres dont la position relative terre-soleil, l’hémisphère où l’on se trouve, etc. Le repère de base est ainsi centré sur le soleil avec 2 axes positionnant les saisons et le 3ième perpendiculairement à l’orbite de la terre. Les spécialistes savent ainsi où se trouvent les étoiles brillantes.
A partir de là, on peut estimer puis mesurer optiquement la distance relative jusqu’à une étoile. On définit R = rayon de l’étoile
D = distance terre étoile
On mesure optiquement le rapport R/D. En estimant arbitrairement son rayon, on peut définir une valeur approchée de sa distance qui la sépare de la terre. Sans faire cette approximation,
on peut mesurer le flux reçu par une étoile en pointant un détecteur de flux lumineux.
La mesure obtenue vaut = 4 R2étoile T4 / D2
: Flux lumineux mesuré perpendiculairement à son orientation (W/m2)
Rétoile : Rayon de l’étoile considérée en mètres
: Constante de rayonnement corps noir parfait (W/m2/K4) = 5.67 10-8
T : Température considérée de l’étoile (°K)
D : Distance de la terre jusqu’à cette étoile
= / ( 2 )
L (= ) = 2 4 R2étoile T4 / D2
Cette mesure permet d’obtenir une valeur approchée de la température de l’étoile (si celle-ci se situe sur la séquence principale : voir chapitre suivant). En pointant un spectromètre (mesure des intensités relatives (vision arc-en-ciel) basés franges lumineuses par un prisme avec une mesure lumineuse générale ou par des composées chimiques sensibles selon les fréquences de la lumière ou par un autre système) vers l’étoile, on peut estimer le maximum d’intensité lumineuse relative et en déduire par la loi de Wien sa température exacte. Ce calcul est exact et donne exactement la même valeur que la valeur approchée si les composants de l’étoile suivent la loi de Planck (centre de la séquence principale). Tous les autres cas sont étudiés dans le chapitre suivant.
3)Classification astronomique selon Hertzsprung-Russel
En fixant arbitrairement une luminosité relative log L/Le proportionnelle à la luminosité locale de l’étoile (soleil = référence = 0) (brillance intrinsèque) et à la magnitude absolue (32.6 années-lumière de distance pour la mesure de définition absolue), et en estimant une température log 1/T pour l’étoile, on trouve le diagramme de Hertzsprung-Russell. La loi de Planck est représentée sur ce diagramme par une droite de pente –4 passant par le soleil. Aux alentours de cette droite est déterminé une zone appelée séquence principale qui comprend plus de 90 % des étoiles. Les autres sortes d’étoiles sont les naines blanches, les géantes rouges et les supergéantes. L’échelle de température peut varier de –3.0 (étoiles froides)
à –4.4 (étoiles chaudes) avec la correspondance successive des lettres M, K, G, F, A, B et O.
4)Le soleil et quelques-unes de ses caractéristiques
Le soleil est l’étoile qui permet à la terre de se maintenir à une température moyenne de 30°C (sans l’atmosphère qui refroidit cette température moyenne) dans l’espace en fonction de sa place et position dans le système solaire. La masse du soleil peut être estimée à 330000 x la masse de la terre. Le rayon du soleil vaut environ 109 x le rayon de la terre. En restant correct avec la formule de Newton, la vitesse approximative (variant selon les saisons) de la terre d’où l’on observe le soleil vaut 29409 m/s. Le rayon de l’écliptique terrestre autour du soleil vaut environ 149 600000000 m.
La température associée à la photosphère vaut environ 6000°K. La température que l’on estime à partir du flux lumineux reçu sur terre conformément aux règles énoncées ci-avant (chromosphère) vaut quant à elle 3156°K, cela correspond à un flux solaire perpendiculaire sans nuages d’environ 1500 W/m2.
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