mise à jour : 6 juillet 2019
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- Techniques et méthodes

Masse de l'étoile

Auteur: Nathan Hara & Jacques Laskar

La mesure de la masse de l'étoile peut se faire de deux manières

Dans le premier cas, si la distance à l'étoile est connue (par exemple par mesure de parallaxe), on peut mesurer sa luminosité intrinsèque L (si on ne connaît pas la distance on ne mesure évidemment que la luminosité apparente). Par son spectre, on peut mesurer sa température effective T_{eff}. Des modèles d'intérieurs stellaires permettent ensuite d'évaluer la masse. Cette estimation peut être rafinée avec un modèle d'atmosphère stellaire. On peut alors avoir la gravité à la surface de l'étoile g. Comme L \approx T_{eff}^4 R^2 et g \approx \frac{M}{R^2}, on peut avoir une estimation de la masse.

Dans le cas des étoiles binaires (systèmes de deux étoiles), le spectre présente des raies des deux étoiles. Le mouvement de ces raies se fait à la même fréquence, mais dans des directions opposées (lorsqu'une étoile approche l'autre s'éloigne). La période de ces mouvements est liée à la masse du système par l'équation de Kepler. L'amplitude relative de ces mouvements permet de déterminer la masse des deux étoiles séparément. Comme dans le cas de la détermination des orbites des planètes, la masse n'est connue qu'à un faceteur \sin i près. Pour lever cette indetermination, il faut déterminer l'inclinaison de l'orbite par rapport à l'observateur i. Si on observe des eclipses (une binaire passe devant l'autre), i \approx 0. Si le système n'est pas dans cette configuration, on peut séparer angulairement les deux étoiles par des techniques d'interférométrie.

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