Luminosité

La luminosité sert à désigner la caractéristique de ce qui émet ou réfléchit la lumière.



Catégories :

Grandeur physique - Métrologie - Photométrie (astronomie) - Photométrie - Mesure physique

Définitions :

Bien que bien plus petit que le Soleil (quelques dizaines de kilomètres contre plus d'un million de kilomètres de diamètre), le pulsar du Crabe est des centaines de milliers de fois plus lumineux que le Soleil, éclairant de l'intérieur la nébuleuse du Crabe, qui mesure néenmoins plus d'une dizaine d'années-lumière.

La luminosité sert à désigner la caractéristique de ce qui émet ou réfléchit la lumière.

Plusieurs définitions et dispositifs d'unités

En astronomie, elle représente la quantité totale d'énergie rayonnée (dans le domaine électromagnétique) par unité de temps par un astre. Elle représente par conséquent la brillance réelle de l'astre, et non son éclat apparent qui lui dépend de la distance. Elle a les dimensions d'une puissance et s'exprime dans le système international d'unités en watts. Cependant, la tradition veut que fréquemment en astronomie on l'exprime dans le système cgs, c'est-à-dire en erg par seconde, la conversion se faisant selon la formule :

1\;{\rm erg}/{\rm s} = 10ˆ{-7}\;{\rm W}.

L'expression de la luminosité en unités SI ou cgs n'est cependant pas systématique. Elle l'est environ dans les domaines radio et X mais dans le domaine visible et l'infrarouge elle est aussi fréquemment donnée en termes de magnitude absolue, qui est une expression de l'opposé du logarithme du rapport entre la luminosité de l'astre et la luminosité d'un astre de référence. Cette convention curieuse (un astre a une luminosité d'autant plus grande que sa magnitude est faible) résulte de raisons historique, et de la tentative d'effectuer une formulation moderne de la classification faite par les astronomes de la Grèce antique des astres en termes de «grandeur», les astres les plus brillants étant dits de première grandeur et les moins brillants de cinquième grandeur.

Une autre expression de la luminosité se fait en unités de la luminosité solaire, de manière à éviter de manier des grands nombres (la luminosité typique d'une étoile étant de l'ordre de celle du Soleil, soit 4×1026 W). On note alors

L = A L_{\odot},

A étant une constante numérique et L_{\odot} le symbole de la luminosité solaire.

Luminosité d'une étoile

Il existe une relation entre température de surface (T), rayon (R) et luminosité (L) d'un astre, qui s'écrit

L = 4πR2σT4,

σ étant la constante de Stefan-Boltzmann. La luminosité d'un astre est connue lorsque son éclat vu depuis la Terre l'est (magnitude apparente) mais aussi sa distance. La température est habituellement mesurable par spectroscopie. Cette relation permet ainsi de déterminer le rayon d'un astre. Historiquement, cette relation a par exemple permis de déterminer le rayon d'astres particulièrement compacts (et par conséquent particulièrement peu lumineux pour leur température) comme les naines blanches. Cette méthode est aussi utilisable dans le domaine des rayons X pour déterminer le rayon d'astres énormément plus chauds et énormément plus compacts comme les étoiles à neutrons, donnant la possibilité d'ainsi de contraindre leur structure en établissant des contraintes sur la relation entre leur masse et leur rayon qui par suite donne des indications sur l'équation d'état de ces objets.

Classifications stellaires

Dans le domaine de la physique stellaire, il est fréquemment intéressant de positionner un astre dans un diagramme donnant sa luminosité selon sa température. La position d'une étoile sur un tel graphe, nommé diagramme de Hertzsprung-Russell sert à déterminer le type d'étoile observée mais aussi son stade d'évolution. A titre d'exemple, c'est historiquement par le biais de ce diagramme que les naines blanches ont pu être classifiées comme une classe particulièrement spécifique d'astres, bien moins lumineux que des astres ordinaires de même température. On peut distinguer ainsi sur ce graphe les étoiles dites de la séquence principale (dont l'énergie est issue de la fusion nucléaire d'hydrogène en hélium et celles de la branche de géantes rouges, qui sont à un stade plus avancé où le cœur produit du carbone ou alors d'autres éléments plus lourds à partir d'hélium.

Autres types de luminosités

Indépendamment de la luminosité de la surface d'un astre à l'équilibre thermique, définie par la relation L = 4πR2σT4, on peut définir la luminosité de tout processus physique par la détermination de la quantité d'énergie qu'il rayonne, et ce dans ou hors du domaine électromagnétique. Ainsi, on utilise lorsque indispensable les termes de :

La luminosité ordinaire d'un astre n'est pas le processus le plus énergétique en astrophysique. A titre d'exemple, la luminosité de ralentissement des pulsars énergétiques, tel PSR B0531+21 (le pulsar du Crabe), est 200 000 fois plus grande que la luminosité du Soleil. La luminosité d'accrétion, essentiellement émise dans le domaine des rayons X, atteint aisément 1031 W, soit plusieurs dizaines de milliers de fois la luminosité du Soleil. La luminosité neutrinique d'une étoile massive en fin de vie est beaucoup supérieure à sa luminosité électromagnétique, du fait que les réactions nucléaires qui produisent l'énergie de l'astre produisent énormément plus de neutrinos que de rayonnement électromagnétique. A titre d'exemple, lors de la phase de combustion du silicium dans une étoile de 20 masses solaires, la luminosité électromagnétique est estimée à 4, 4×1031 W (environ 100 000 luminosités solaires), tandis que la luminosité neutrinique atteint les 3, 3×1038 W, soit près de 10 millions de fois la luminosité électromagnétique de l'astre. Lors de l'implosion du cœur d'une étoile massive, initiant le stade de supernova, la luminosité neutrinique atteint les 1045 W. Enfin, les événements donnant lieu aux plus violentes libérations d'énergie dans l'univers correspondent à la fusion de deux étoiles à neutrons ou trous noirs de même masse, dont la luminosité gravitationnelle approche la luminosité de Planck, soit à peu près 1052 W.

Voir aussi

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La version présentée ici à été extraite depuis cette source le 11/11/2010.
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