1^ère méthode

I. Mesure de la masse lumineuse

1. Principe:

Intuitivement, et c'est ce qu'on vérifie dans le système solaire, les astres de masse non négligeable sont ceux qui brillent, c'est-à-dire les étoiles. On pense donc pouvoir mesurer la densité de l'univers en comptant la somme des masses de toutes les étoiles, ou plutôt de tout ce qui est visible. Ceci peut s'effectuer dans notre galaxie, puis par le principe cosmologique et des modèles adaptés s'étendre à d'autres galaxies.

2. Mesure de la masse d'une étoile binaire

Les seules mesures de masse d'étoiles possibles sont celles d'étoiles binaires, c'est-à-dire, celles d'un système de 2 étoiles liées gravitationnellement. L'étude de leur mouvement relatif permet de déduire les masses. La masse totale (M=M₁+M₂) du système peut être obtenue grâce à la 3^ème loi de Kepler : M=a³/T où a est le demi-grand axe de l'orbite relative (a=a₁+a₂) et T la période.

Comme ce cas est très fréquent dans l'univers d'après les observations, on a pu ainsi déterminer la masse d'un grand nombre d'étoiles et en déduire des propriétés. Par exemple : des étoiles de spectre à peu près identique ont sensiblement la même masse⁽¹⁾. Ceci permet donc ensuite de déterminer indirectement la masse des étoiles à partir des seules propriétés de leur spectre.

3. Relation masse-luminosité des étoiles:

Globalement, plus l'étoile est lumineuse, plus elle a une masse importante et réciproquement. En fait, la luminosité n'est pas proportionnelle à la masse.

Cependant, près de 90% des étoiles obéissent à une relation masse-luminosité : il s'agit de celles qui sont localisées sur la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russel. Chaque étoile dont on connaît la masse et la luminosité est représentée par un point dans un graphique où la luminosité (ou la magnitude) est porté en fonction de la masse. On voit que la luminosité d'une étoile est très étroitement reliée à sa masse. Dans le cas où une étoile appartient à la série principale du diagramme HR, en première approximation, on a : log(L/L)=3,5*log(M/M). De manière plus générale, on a⁽²⁾ :

En fait, on a établit de cette manière des "modèles stellaires" qui relient des paramètres comme la masse, le rayon, la température, ..., à des quantités observables comme la luminosité, la couleurs ou des détails spectraux.

On différencie les étoiles appartenant à la série principale des autres par l'étude du spectre des étoiles qui est caractéristique. (Les raies d'absorption sont très fines pour les géantes et très larges pour les naines blanches). La relation masse-luminosité est une conséquence des lois fondamentales qui gouvernent la structure interne des étoiles : l'explication a été apportée en 1924 par l'astrophysicien A. Eddington⁽³⁾.

4. Généralisation au gaz:

Quand on parle d'objet visible, il faut entendre "visible" au sens large, c'est à dire, objet qui émet du rayonnement électromagnétique quelque soit sa fréquence et pas uniquement limité au domaine du visible.

Des techniques similaires s'appliquent à d'autres objets astronomiques et à d'autre longueurs d'onde:

Ainsi, le gaz froid rayonne en onde radio et est donc détectable. (Par exemple l'hydrogène rayonne à la longueur d'onde de 21 cm).

Les objets qui rayonnent dans le domaine du visible sont les étoiles et les nuages de gaz chaud. (Par exemple l'hydrogène ionisé des "régions HII").

Les rayons X et Gamma sont émis par des régions "actives" : reste de Supernovae, coeurs de galaxies ou nuages de gaz très chaud (plusieurs millions de degrés).

5. Densité lumineuse de l'univers:

On peut donc ainsi évaluer la densité de notre région de la Galaxie : on recense tous les objets qui rayonnent, on évalue leur masse et on fait la somme de ces masses. Ceci n'est applicable qu'au voisinage du soleil, car, pour peu qu'on s'en éloigne, l'éclat des étoiles s'atténue (à cause des poussières). On a pu s'apercevoir que l'ensemble des étoiles visibles (étudiées) ont en moyenne un rapport masse/luminosité 5 fois supérieur à celui du soleil. Dès lors, il suffit de mesurer la luminosité d'une galaxie, et en supposant que ces constatations sont vérifiées partout, on en déduit directement la masse de la galaxie. On obtient ainsi la densité des galaxies, puis de même celle des amas de galaxies et finalement celle de l'univers.

On obtient : d=10^-31 g*cm^-3. Remarque importante : il ne s'agit en fait que d'une limite inférieure de la masse totale, n'ayant pas pris en compte d'éventuels objets invisibles

Introduction        II. Mesure de la "masse dynamique"