1. Utilisation du diagramme Hertzsprung-Russell (diagramme H-R):
* le diagramme H-R: Il s'agit d'un outil fondamental de l'astronomie qui trace les étoiles en fonction de leur température (type spectral) sur l'axe horizontal et leur luminosité sur l'axe vertical.
* Séquence principale: Les étoiles de séquence principale se trouvent le long d'une bande diagonale sur le diagramme H-R. Ils fusionnent l'hydrogène dans l'hélium dans leurs noyaux.
* luminosité et type spectral: Le diagramme H-R montre une relation claire entre le type spectral d'une étoile (température) et sa luminosité.
Procédure:
1. Déterminez le type spectral de l'étoile: Cela peut être fait en analysant son spectre lumineux.
2. Localisez le type spectral de l'étoile sur le diagramme H-R: Trouvez le point correspondant sur la bande de séquence principale.
3. Lisez la luminosité: Le point correspondant sur l'axe vertical (axe de luminosité) vous donnera la luminosité de l'étoile.
2. Utilisation de la relation massive-luminosité:
* Relation: Pour les étoiles de séquence principale, il y a une forte corrélation entre la masse et la luminosité:les étoiles plus massives sont beaucoup plus lumineuses.
* Formule: La relation peut être approximativement par la formule:l ∝ m ^ 3,5 (l =luminosité, m =masse). Cela signifie qu'une étoile deux fois plus massive qu'une autre étoile sera environ 11 fois plus lumineuse.
* Détermination de masse: Vous devez déterminer la masse de l'étoile, ce qui peut être difficile, mais se fait grâce à diverses méthodes comme l'analyse des systèmes d'étoiles binaires ou l'application de modèles stellaires.
3. En utilisant la distance et la luminosité apparente:
* loi carrée inverse: La luminosité apparente d'une étoile diminue avec le carré de sa distance.
* Formule: L =4πd²b (l =luminosité, d =distance, b =luminosité apparente).
* Distance déterminante: Cela nécessite des méthodes comme les mesures de parallaxe (pour les étoiles voisines) ou des bougies standard comme les étoiles variables de Cepheid.
Considérations importantes:
* Précision: Les méthodes ci-dessus fournissent des estimations, et la précision dépend de la qualité des données et de la complexité de l'étoile.
* Evolution stellaire: Les étoiles évoluent et leurs luminosités changent avec le temps, surtout lorsqu'ils quittent la séquence principale.
Exemple:
Disons que vous avez une étoile avec un type spectral de G2V (comme notre soleil) et vous savez qu'il est à une distance de 10 parsecs.
* diagramme H-R: En utilisant le diagramme H-R, vous trouverez la luminosité correspondant à G2V, qui est environ 1 luminosité solaire.
* masse-luminosité: Si vous connaissez la masse de l'étoile, vous pouvez utiliser la formule pour calculer sa luminosité.
* Distance et luminosité: Mesurant la luminosité apparente de l'étoile et en utilisant la distance (10 parsecs), vous pouvez calculer sa luminosité en utilisant la loi carrée inverse.
En combinant ces méthodes, les astronomes peuvent déterminer les luminosités des étoiles de séquence principale avec différents degrés de précision.
