C) Détermination des caractéristiques d'une étoile


Le but de ces TPE étant de comparer les caractéristiques du Soleil avec celles d'autres étoiles, il paraît important de s'intéresser aux moyens qu'utilisent les astrophysiciens pour déterminer les caractéristiques des étoiles telles que la distance de l'étoile, la masse, la luminosité, la magnitude … Nous expliquerons dans cette partie les méthodes qu'utilisent nos scientifiques pour parvenir à leur buts sans toutefois les démontrer en détails.
NB : On a déjà étudier dans la partie Spectroscopie comment déterminer la composition chimique des étoiles.

1) Distance des étoiles

Une méthode utilisée pour connaître la distance qui nous sépare des autres étoiles de notre galaxies est la méthode des parallaxes, cette méthode (la seule que nous étudierons dans cette partie) est cependant réservée aux étoiles les plus proches car les angles sont encore assez grand pour pouvoir être déterminés avec précision.

Examinons ce schéma :


http://www.ifrance.com/egb/Astro/FIG56.JPG

Nous voulons savoir à quelle distance se trouve l'étoile E. Derrière elle, un fond d'étoiles sont si lointaines qu'elles paraissent fixes. Quand la Terre est au point A par rapport au soleil, visons E et relevons sa position a sur le fond d'étoiles lointaines. Six mois plus tard, la Terre est passée en C, de l'autre côté du Soleil. Re-visons E et relevons sa position c.
On définit ainsi la parallaxe, qui est l'angle pi sous lequel un observateur placé sur l'étoile verrait le rayon de l'orbite terrestre. La trajectoire apparente de l'étoile dans le champ décrira une ellipse vue sous le même angle pi.
Distance et Parallaxe sont reliées par la relation :
d = 1/ pi
La mesure de l'angle pi a permis de déterminer la distance de quelques milliers d'étoiles avec une précision de
20 % pour les étoiles situées à moins de 20 pc.

2) Magnitude et luminosité

La magnitude absolue : plus un astre est brillant, plus sa magnitude est faible. A une différence de 1 magnitude entre deux astres correspond un rapport d'éclat de 2,512; à une différence de n magnitudes, un rapport d'éclat de 2,512^ n. L'œil nu permet de discerner les astres jusqu'à la magnitude 6.
La magnitude apparente d'un astre (magnitude obtenue directement par l'observation) dépend non seulement de sa luminosité, mais aussi de sa distance. Pour pouvoir comparer la luminosité des astres, on considère la magnitude qui les caractérisait s'ils se trouvaient à une distance uniforme de 10 parsecs (c'est la magnitude absolue ou luminosité). Connaissant l'éclat apparent et l'éclat absolu d'un astre, on peut calculer sa distance grâce à la relation m-M = 5 log.d-5
où m désigne la magnitude apparente et M la magnitude absolue. (la plupart de temps on se sert plutôt de cette formule pour déterminer M, connaissant m et d).

3) Détermination de la masse

Une relation très intéressante entre la masse des étoiles et leur luminosité absolue a été mise en évidence par O.Struve. Si l'on porte en abscisse le logarithme de la masse et en ordonnée la magnitude absolue, les points représentatifs des étoiles se placent en majorité sur une droite : la luminosité d'une étoile est proportionnelle à sa masse. Cette loi a été exprimée théoriquement par Eddington, à partir des conditions de stabilité.
Cependant, elle ne s'applique qu'au cas des étoiles de la séquence principale. Pour les étoiles géantes et super géantes, elle n'est qu'approchée, et elle n'est pas valable pour les naines blanches.

 


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