10.1. L’immensit´e de l’Univers
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Température
Figure 10.2. Diagramme de Hertzsprung-Russell. La plupart des ´etoiles se situent le long de la s´equence principale. C’est la masse d’une ´etoile qui d´etermine sa position sur cette s´equence. Quand une ´etoile comme le soleil a brˆ ul´e une grande partie de son hydrog`ene, elle sort de la s´equence principale, devient une g´eante rouge pour ensuite devenir une naine blanche. Les ´etoiles plus massives (M > 1, 4M ont un destin diff´erent : elles explosent (supernovae) ce qui en reste devient ´eventuellement une ´etoile ` a neutron ou un trou noir.
La magnitude absolue Au-del` a de la m´ethode g´eom´etrique de la parallaxe, la physique des ´etoiles prend la rel`eve pour nous aider ` a ´evaluer leurs distances. Rappelons d’abord que la magnitude apparente d’une ´etoile est un nombre m indiquant son ´eclat apparent, sur une ´echelle logarithmique (plus ce nombre est ´elev´e, plus l’´etoile est pˆ ale). La magnitude absolue M d’une ´etoile est son ´eclat absolu, ind´ependamment de sa distance et est proportionnelle `a la quantit´e d’´energie que cette ´etoile ´emet dans le spectre visible. Plus pr´ecis´ement, M est la magnitude qu’aurait apparemment un objet s’il ´etait situ´e ` a une distance de 10 pc (1 pc ou parsec est la distance d’un objet offrant une parallaxe de 1 seconde d’arc, et vaut environ 3,2 ann´ee-lumi`ere). Sachant que la luminosit´e apparente d’une ´etoile diminue comme l’inverse du carr´e de la distance, on peut calculer cette distance si on mesure la luminosit´e et si on connaˆıt sa magnitude absolue. Or, au d´ebut de ce si`ecle, l’Am´ericain Henry Norris Russell (1877/1957) et le Danois Ejnar Hertzsprung (1873/1967) d´ecouvrirent une relation entre la temp´erature d’une ´etoile, reli´ee `a sa couleur, et sa magnitude absolue (ou luminosit´e). Voir ` a cet effet le diagramme de Hertzsprung-Russell sch´ematis´e `a la fig. 10.2. Cette relation ouvrit la porte ` a la mesure des distances, en se basant sur une population d’´etoiles dont les distances sont mesurable par parallaxe. On en vint `a conclure que la Voie lact´ee a un diam`etre d’environ 100 000 ann´ees-lumi`ere (ou a.-l.), une distance tout `a fait inaccessible `a la m´ethode des parallaxes.