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ÉTOILES

Principales caractéristiques des étoiles

Distance

Étoiles les plus proches - crédits : Encyclopædia Universalis France

Étoiles les plus proches

Encyclopædia Universalis France

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.

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,[...]

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Classification

Pour citer cet article

André BOISCHOT et Jean-Pierre CHIÈZE. ÉTOILES [en ligne]. In Encyclopædia Universalis. Disponible sur : (consulté le )

Médias

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

Évolution des étoiles

Planeta Actimedia S.A.© Encyclopædia Universalis France pour la version française.

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

Reste de supernova N 63A

NASA/ ESA/ HEIC & The Hubble Heritage

Étoiles les plus proches - crédits : Encyclopædia Universalis France

Étoiles les plus proches

Encyclopædia Universalis France

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Autres références

  • PREMIÈRE DÉTERMINATION DE LA DISTANCE D'UNE ÉTOILE

    • Écrit par James LEQUEUX
    • 338 mots
    • 1 média

    Bien que l'on soit depuis longtemps convaincu que les étoiles sont très éloignées, toutes les tentatives pour évaluer leur distance vont demeurer vaines jusqu'au début du xixe siècle. Le principe de cette mesure est pourtant simple : si l'on parvient à observer, au cours d'une année,...

  • DÉCOUVERTE DES EXOPLANÈTES

    • Écrit par James LEQUEUX
    • 666 mots

    La première exoplanète, c’est-à-dire gravitant autour d'une étoile autre que le Soleil, est découverte en 1995 par Michel Mayor et Didier Queloz, de l'Observatoire de Genève, qui présentent les résultats de leurs observations le 6 octobre 1995, lors d'un congrès scientifique à Florence,...

  • TERRE - Planète Terre

    • Écrit par Jean AUBOUIN, Jean KOVALEVSKY
    • 9 225 mots
    • 9 médias

    Avant d'être un concept, la Terre fut une donnée : d'abord, la Terre nourricière – autrement dit, la « terre végétale » –, puis, la Terre où l'homme vit, par opposition à la mer, c'est-à-dire les terres émergées. Tout naturellement, cette Terre, siège de l'humanité, était le centre du monde, qui s'ordonnait...

  • ABERRATION ASTRONOMIQUE

    • Écrit par André BOISCHOT, Jean KOVALEVSKY
    • 983 mots
    • 1 média
    Angle d'aberration - crédits : Encyclopædia Universalis France

    On désigne sous le nom d'aberration un déplacement apparent des astres dû au mouvement relatif de l'observateur et de ces astres, et dont l'origine se trouve dans la valeur finie de la vitesse de la lumière.

    Ce mouvement provient de la rotation de la Terre sur elle-même (aberration...

  • ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array)

    • Écrit par Pierre LÉNA
    • 2 129 mots
    • 5 médias
    ...en observant finement les collisions entre galaxies, en traçant les propriétés des nuages moléculaires géants qu'elles contiennent et qui aboutissent à la formation des étoiles lors de ces collisions, explore un domaine qui n'est accessible à aucun autre instrument existant de performance comparable....
  • Afficher les 93 références

Voir aussi

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