E3 Rayonnement thermique et spectre

Topique

L'élément central de ce modèle est la température d'une surface astrophysique et le spectre de corps noir que cette température unique détermine entièrement.

Le rayonnement thermique est le processus radiatif le plus fondamental en astrophysique, car toute surface à une température donnée émet un spectre de corps noir dont la forme dépend uniquement de cette température. La loi de Wien stipule que la position du maximum de ce spectre est fixée par cette même température : le Soleil, à un peu moins de six mille degrés, émet son maximum dans la lumière verte visible, tandis qu'une étoile à neutrons refroidie, à une température d'un million de degrés, émet son maximum dans les rayons X mous.

La loi de Stefan-Boltzmann, quant à elle, relie le flux total émis par cette surface à la puissance quatrième de sa température, de sorte que doubler la température d'une surface multiplie le flux émis par seize. La luminosité totale d'une étoile intègre ce même flux sur toute sa surface, de sorte que la luminosité augmente à la fois avec le carré du rayon de l'étoile et avec la puissance quatrième de sa température. L'échelle de magnitude de Pogson, logarithmique et inversée, convertit le flux total en magnitude, valeur avec laquelle chaque étoile est généralement cataloguée. Elle a été calibrée de sorte qu'une différence de cinq magnitudes corresponde toujours à un facteur cent en flux, quelle que soit la position de cette différence sur l'échelle. Ainsi, de la température de la surface astrophysique, point de départ de ce document, à l'échelle de magnitude qui le conclut, en passant par la loi de Wien, la loi de Stefan-Boltzmann et la luminosité totale de l'étoile, ces trois piliers – Planck, Wien et Stefan-Boltzmann – permettent à la photométrie et à la spectrophotométrie stellaires de convertir systématiquement la température de toute surface en un spectre, un flux et une magnitude mesurables.

ID:3924