Superficie d'une etoile

Bonjour, je voudrais savoir comment calculer la superficie d'une étoile. Apparemment, il suffit de connaitre sa température de surface et sa luminosité absolue pour en déduire sa surface (superficie), grâce à la loi de Stefan. Je connais la formule de Stefan (phi=sigma T^4), mais je ne voit pas comment on opère.

Quelqu'un peut-il m'éclairer s'il vous plait ? Avec des formules si possible...

Si ce n'est pas trop demander, j'aimerais particulièrement pouvoir l'appliquer au Soleil.

Merci d'avance !!

+

PS: la méthode que je propose n'est peut être pas la seule. En existe-t-il d'autres (plus théoriques ou plus pratiques) ?

Le plus simple pour calculer la surface, c'est de connaître le rayon .

Autrement, la magnitude absolue est reliée au flux total que rayonne l'étoile dans toutes les directions.

La loi de Stefan donne le flux rayonné par unité de surface d'un corps noir à une température donnée.

Donc le flux total rayonné par une étoile est S sigma T^4 si S est sa surface, T sa température effective et sigma la constante de Stefan. C'est la même chose que 4 pi R^2 sigma T^4 où R est le rayon de l'étoile.

Il faut ensuite relier la magnitude absolue au flux total rayonné.

Le plus simple est de partir du soleil dont on connait le rayon 696 millions de mètres donc sa surface (4 pi R^2), sa température effective 5770 K donc avec la formule précédente le flux total rayonné 3,8 10^26 W pour une magnitude absolue de +4,75.

Après le plus simple est de faire des rapports :

S*/Ssol=(Tsol/T*)^4 10^[(M*-Msol)/2,5] où S* et Ssol sont les surfaces de l'étoile et du soleil, T* Tsol leurs températures effectives et M* et Msol leurs magnitudes absolues.

Bonjour Moebius,

Quand on se pose de telles questions, il faut avoir sur sa table de nuit le copieux ouvrage d'Agnès Acker 'Astronomie Astrophysique , Introduction' chez Dunod.

En fait , en plus de la magnitude visuelle et la distance de l'étoile, il faut aussi la magnitude bolométrique qui est une mesure directe de l'énergie rayonnée par l'étoile pour les étoiles plus proches, ou une estimation grace à un coefficient bolométrique fonction du type spectral de l'étoile pour les etoiles trop éloignées.

L'extrait du chapitre sur les mesures de diamètre d'étoiles. D'autres methodes (interferométrie, occultation, céphéides, binaires à eclipse .. ) sont aussi évoquées. Je ne mets que les liens pour ne pas alourdir le post :

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Edit : Agnes Acker a l'air d'accord avec ChiCyg !

Jean