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

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 luminosité apparente fournit la distance de l'étoile ;

– les parallaxes spectroscopiques peuvent théoriquement être mesurées sur toutes les étoiles assez brillantes pour qu'on puisse en prendre un spectre ; il existe en effet une relation entre le type spectral, la classe de luminosité et la luminosité absolue (diagramme Hertzsprung-Russell), qui permet de déterminer cette dernière, c'est-à-dire la distance, quand les deux premières caractéristiques sont connues.

Ces trois déterminations de la parallaxe, qui utilisent la luminosité absolue, nécessitent évidemment la connaissance de l'absorption due à la matière interstellaire entre l'observateur et l'étoile.

Dimensions

Si l'on connaît la distance et le diamètre angulaire d'une étoile, il est facile d'en déduire ses dimensions linéaires.

Une méthode interférométrique permettant une mesure directe des dimensions angulaires a été proposée par Armand Hippolyte Louis Fizeau, et mise en œuvre par Albert Abraham Michelson et Francis Gladhelm Pease à l'observatoire du mont Wilson en 1920. D'un emploi difficile, à cause des tolérances instrumentales nécessaires, elle est, de plus, limitée par la scintillation atmosphérique. Elle a permis de faire des mesures sur une dizaine d'étoiles parmi les plus grosses.

L'observation des occultations d'étoiles par la Lune peut également permettre la détermination de leurs dimensions angulaires. Cette méthode, très employée en radioastronomie, consiste à mesurer les variations d'éclat de l'étoile lors de son occultation.

On peut enfin déterminer indirectement le diamètre d'une étoile si l'on connaît son éclat et sa radiance. Cette dernière est proportionnelle, mais non égale, à celle du corps noir à la température Te connue par les études spectrales. Il est possible de déterminer le facteur de proportionnalité par étude du spectre, en particulier des intensités résiduelles des premières raies de Balmer de l'hydrogène. Par exemple, pour la composante brillante d'Algol, on détermine un diamètre de 0,000 9″.

Enfin, une méthode toute différente, utilisant les courbes de lumière des étoiles variables à éclipses, permet d'évaluer le rayon linéaire de cert [...]

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Évolution des étoiles

Évolution des étoiles
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Reste de supernova N 63A

Reste de supernova N 63A
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Étoiles les plus proches

Étoiles les plus proches
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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 14 août 2022. URL : https://www.universalis.fr/encyclopedie/etoiles/