ÉTOILES

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Principales caractéristiques des étoiles

Distance

La distance d'une étoile est exprimée généralement par sa parallaxe, c'est-à-dire par la valeur de l'angle sous lequel le rayon de l'orbite terrestre est vu de l'étoile. La manière la plus directe de mesurer cette distance est la méthode de la parallaxe trigonométrique. Par rapport aux étoiles et astres très lointains, que l'on peut considérer comme fixes sur la sphère céleste, les étoiles proches seront vues à des positions différentes suivant la position de la Terre sur son orbite. Ces déplacements apparents sont très petits, de l'ordre de quelques secondes d'angle au maximum, et cela explique que c'est seulement au xixe siècle, grâce à la méthode photographique mise au point par Frank Schlesinger, que l'on a pu réellement mesurer les distances stellaires. Le satellite d'astrométrie spatiale Hipparcos, lancé en 1989 et dont la mission s'est achevée en 1993, a entraîné une amélioration considérable de la précision des mesures.

Étoiles les plus proches

Tableau : Étoiles les plus proches

Tableau

Les vingt étoiles les plus proches (d'après W. Gliese, 1982). 

Crédits : Encyclopædia Universalis France

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En utilisant les résultats des mesures trigonométriques des distances, il a été possible d'obtenir certaines relations entre ces distances et les caractéristiques physiques des étoiles. Inversement, ces relations, utilisées conjointement avec la détermination des caractéristiques physiques, permettent une mesure indirecte des distances. On détermine ainsi :

– les parallaxes dynamiques, dans le cas des étoiles doubles : les relations masse-luminosité et masse-type spectral (cf. Masse et relations masse-luminosité) fournissent la masse des deux composantes de l'étoile double ; la détermination de la période de révolution et de la dimension angulaire de l'orbite fournit alors, par utilisation de la troisième loi de Kepler, la distance de l'étoile ;

– les parallaxes photométriques, dans le cas de certaines étoiles variables pour lesquelles on a trouvé une relation entre la luminosité absolue et la période de variation (cas des céphéides) ou la magnitude absolue au moment du maximum pour certaines novae ; la comparaison de cette luminosité absolue avec la l [...]


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Évolution des étoiles

Évolution des étoiles
Crédits : Planeta Actimedia S.A.© Encyclopædia Universalis France pour la version française.

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Reste de supernova N 63A

Reste de supernova N 63A
Crédits : NASA/ ESA/ HEIC & The Hubble Heritage

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Étoiles les plus proches

Étoiles les plus proches
Crédits : Encyclopædia Universalis France

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Étoile variable V838 Monocerotis

Étoile variable V838 Monocerotis
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Pour citer l’article

André BOISCHOT, Jean-Pierre CHIÈZE, « ÉTOILES », Encyclopædia Universalis [en ligne], consulté le 24 septembre 2020. URL : https://www.universalis.fr/encyclopedie/etoiles/