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en 1884 par Ludwig Boltzmann (1844-1906). La quantité de lumière
émise par chaque mètre carré d'un corps noir est appelée luminosité
surfacique (l) et est définie par la loi de Stefan-Boltzmann:
avec T en kelvins et 'l' en W/(m
(L) d'un corps dépend aussi de sa surface (S):
Grâce aux lois de Wien et de Stefan-Boltzmann, on peut déterminer
le diamètre des étoiles dont la distance est connue, par mesure de
parallaxe par exemple.
1.4.5 L'effet Doppler-Fizeau
L'effet Doppler n'est pas directement visible avec le Lhires Lite,
parce que la distance au Soleil ne varie pratiquement pas au cours du
temps. Néanmoins, c'est un effet qui a une importance primordiale en
astrophysique, et il nous paraît utile de l'évoquer ici.
Il est courant d'observer l'effet
Doppler: une voiture qui s'approche
émet un son aigu qui devient grave
quand elle s'éloigne. Les ondes émises
par la source mobile sont comprimées
en avant et étirées en arrière. Ceci
s'explique par le fait que la source
"rattrape" les ondes de devant alors
qu'elle s'éloigne des ondes de derrière.
Doppler suggéra que les couleurs
des étoiles pourraient être dues à un tel
effet, affectant leur lumière. En 1848, le
physicien français H. Fizeau montra que
les vitesses des étoiles étaient beaucoup
trop faibles par rapport la vitesse de la
lumière pour provoquer une modification appréciable de leurs couleurs. Il
conclut par contre que l'on pouvait espérer détecter de faibles variations
des longueurs d'onde des raies dans leur spectre. L'expérience fut
réalisée pour la première fois avec succès par l'astronome anglais W.
l = 5.67.10
2
K
4
). Bien entendu, la luminosité globale
L = S * l = S * 5.67.10
Lhires Lite – User Manual DC0005C
-8
* T
4
* T
-8
4
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