Métré stellaire

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Distances

La méthode la plus vieille de mesurer la distance de nôtre système solaire à une étoile distante et la méthode de parallaxe. Pour utiliser cette méthode, les astronomes mesurent l'ascension à droite sur le ciel de l'étoile à deux fois d'année, à la première et la dernière fois d'un espace d'un demi-an. Les deux mesures différont par un petit angle vis-à-vis les étoiles les plus distantes dans cette région du ciel. La moitié précise de cet angle est l'angle de parallaxe, ayant le symbole p. C'est l'angle que l'étoile fait avec le soleil et la position de la terre à un angle droit avec cette étoile.[1] La distance s de l'étoile, dans les unités astronomiques (au), est:

\,\!s = \cot p

Dans la gamme des très petits angles qu'on rencontre typiquement, la cotangente de la mesure de l'angle (en les radians) est très presque égal à la réciproque, et ainsi:

\,\!s \approx \frac {180 \times 3600}{p \times \pi}

dans laquelle p se mesure en les secondes d'arc.

La cotangente d'une seconde (1/3600 d'un degré) d'arc est à peu près 206 264,81. Aucun angle de parallaxe de n'importe quelle étoile ne sera plus grand qu'une seconde. Ainsi les astronomes ont définé initialement une unité de distance stellaire, le parsec (symbole pc), de cette relation. Un parsec est la distance correspondant à un angle de parallaxe d'une seconde d'arc. Ainsi:

1 pc \approx 206 264,81 au

ou à peu près 3,3 années-lumières.[2]

Mais l'erreur de mesure d'angle de parallaxe est 0,005 secondes d'arc, et au-delà d'une distance de 100 parsecs, cette erreur devient significative. 700 étoiles sont assez proches pour mesurer directement leurs distances en utilisant la méthode de parallaxe.[1] Pour mesurer les distances les plus loines, les astronomes utilisent typiquement les magnitudes absolues et relatives, ou ils appliquent la loi d'Hubble au changement rouge estimatif de l'étoile.

Les positions et mouvements stellaires

Le système le plus commun pour décrire la position d'une étoile dans le ciel est le système équatorial. Ce système utilise deux coordonnées:

  1. Ascension à droite sur le ciel, ou le nombre d'heures qui s'exigent pour la terre de tourner avant q'un observateur peut voir l'étoile à sa position la plus haute dans le ciel. Le zéro pour l'ascension à droit et minuit dans le jour de l'équinoxe vernale.[3]
  2. Déclinaison, ou l'angle du nord au sud entre l'étoile et l'équateur célèste.[4]

Toutes les étoiles se meuvent, mais les étoiles les plus distantes se considèrent « fixés » parce que leur mouvement serait indétectable. La propre motion (symbole m) d'aucune étoile est la vélocité angulaire de sa position à travers le ciel. Ceci décrit la motion perpendiculaire de la ligne de vue de l'observateur. Pour le convertir à une vélocité tangentielle vraie, multipliez la tangente de cette vélocité angulaire par la distance de l'étoile.

La motion dans la ligne de vue, ou vélocité radiale, se détermine courrament du changement de spectre.

La mesure des magnitudes stellaires

Le système de magnitudes visuelles se défine comme ça: une étoile d'aucune magnitude donnée est environ 2,512 fois assez lumineuse comme une étoile de la magnitude prochaine. Hipparchus a formulé le système de magnitudes, et Ptolemy l'a raffiné plus. Par convention, ils ont assigné un échantillon arbitraire des vingt étoiles les plus lumineuses qu'ils pouvaient observer à la première magnitude, et ils ont assigné les étoiles qu'ils ne pouvaient guère observer à la sixième. Les étoiles de la sixième magnitude sont vraiment 100 fois moins lumineuses que les étoiles de la première magnitude. Les niveaux de magnitude entre ces extrèmes s'assignent selon une échelle logarithmique. Ainsi, en considérant deux étoiles de luminosités l1 et l2, leurs magnitudes V1 et V2 diffèrent vis-à-vis leur luminosités respectives selon cette manière:[5]

\,\!V_2 - V_1 = 2,5 \times \operatorname{log} \frac{l_1}{l_2}

La magnitude absolue d'aucune étoile est la magnitude visuelle qu'elle aurait si elle aurait une distance de dix parsecs de la terre. Pour convertir la magnitude apparente V à la magnitude vraie M, utilisez cette formule:

\,\!M = V + 5 \times \operatorname{log} \frac{s_0}{s}

dans laquelle s0 est la distance normale. Cette distance est dix parsecs, ou à peu près 2.062.650 au.

La luminosité déchoit avec le carré de la distance, et un carré correspond à un redoublement du logarithme. Il faut puis multiplier ce resultat par 2,5 pour rester dans l'échelle des magnitudes.

Spectres et couleurs stellaires

La couleur d'une étoile est objectivement quantifiable. Pour déterminer la couleur, les astronomes voient l'étoile par le moyen de quelques filtres varieux et computent des indices de couleur comme les différences des magnitudes apparentes par le moyen des filtres varieux. Les couleurs stellaires varient, en ordre des plus fraîches aux plus chaudes, de rouge à orange à blanche à bleue-blanche à bleue ou violette. C'est la même gamme de couleurs qu'un corps noir exhibe comme sa température se lève.

En outre, chaque étoile a un spectre unique, qui dépend des gazes et des autres éléments qu'elle contient, et leur distribution. Un spectre peut se servir pour deux buts:

  1. Il peut se servir comme signature unique pour l'étoile, pour la distinguer des autres étoiles.
  2. Il peut fournir d'information sur la vélocité radiale de l'étoile vis-à-vis la terre.

Pour accomplier celui-ci, les astronomes notent le placement des lignes varieuses dans le spectre et puis déterminent les éléments constitutifs probables de l'étoile de l'espacement de cettes lignes. Lignes qui sont déplacées sont changées, ou vers la bleue ou vers la rouge. Presque tous les spectres stellaires se sont changés vers la rouge; ce changement rouge indique une récession, ou de l'étoile ou de la partie d'espace où réside l'étoile.[6]

Références

  1. ↑ 1,0 1,1 "Star: Determinig stellar distances." Encyclopædia Britannica. 2008. Encyclopædia Britannica Online. Accédé le 21 avril 2008
  2. ↑ Parsec par Wikipédia
  3. ↑ Weisstein, Eric W. "Right Ascension." Eric Weisstein's World of Astronomy, 2007. Accédé le 21 avril 2008.
  4. ↑ Weisstein, Eric W. "Declination." Eric Weisstein's World of Astronomy, 2007. Accédé le 21 avril 2008.
  5. ↑ Haworth, David. "Star Magnitudes." Observational Astronomy, 2003. Accédé le 21 avril 2008.
  6. ↑ Quelques modèles cosmologiques spécifient une expansion de l'espace lui-même, et pas seulement la matière dans lequel. Selon ces modèles, une étoile changée à la rouge est dane une partie d'espace qui encore s'était dilatée bien que la lumière incidente s'est générée.



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