La lumière des étoiles », par Johan KIEKEN, juillet-août-septembre ...

48DÉCOUVERTE N°329 JUIL.-AOÛT-SEPT. 2005DCÉtoile éloignéeDCÉtoile procheDéplacement apparent d’une étoilesur la voûte célesteBSoleilA300 millions de kmFIGURE 3Principe de la mesure de la distance d'une étoile par triangulation.sentent une température d'environ 3 000 K.Rigel, une autre étoile très brillante d'Orion,source d'une belle lumière bleue, affiche unetempérature de 11 000 K.La taille des étoilesEn plus de modifier la longueur d'onde dupic d'émissivité, la variation de températured'un corps noir modifie également la quantitéd'énergie électromagnétique émise chaqueseconde par chaque unité de surface de cecorps. Stefan découvrit en 1879 que cettequantité varie comme la puissance quatrièmede la température absolue.l = σT 4 (3)l est la luminosité surfacique (W.m -2 ), T est latempérature absolue (K) et σ est la constantede Stefan-Boltzmann (5,67×10 -8 W.m -2 .K -4 ).Ainsi, si un corps noir voit sa températuredoublée, il émettra 2 4 = 16 fois plus d'énergie.Pour obtenir la luminosité globale d'uncorps noir, il suffit de multiplier sa luminositésurfacique par sa surface.L (W) = l × S (4)avec S = 4πR² pour une étoile de rayon R.Voilà que la taille même des étoiles nousdevient accessible ! Prenons une étoile auhasard. L'équation (1) nous dévoile sa luminositétotale. L'acquisition de son spectre et lamesure du maximum d'émission permettentde calculer sa température de surface grâce àl'équation (2), et donc sa luminosité surfaciquepar l'intermédiaire de l'équation (3). Lerapport de la luminosité totale sur la luminositésurfacique donne alors directement la