1) L'éclat apparent d'une source lumineuse dépend de sa luminosité réelle et de la distance à laquelle on s'en trouve.
Plus une étoile est loin, moins on reçoit d'énergie:
Soit P la puissance de l'étoile
Cette puissance se répartit sur une sphère de rayon "r" et d'aire S.
2 ) S = 4.p.r²
Par unité de surface, la puissance reçue est donc :
p = P / ( 4.p.r² )
On pourrait donc se fier à la luminosité apparente de l'étoile pour déterminer sa distance SI:
4). En spectrographiant la lumière de l'étoile, on peut avoir sa température de surface (loi de Wien).
Par la loi de Stéfan, on a la puissance émise par m² de surface ... mais on n'a pas la valeur de la surface.
La technique d'interférométrie permet de mesurer le diamètre apparent de l'étoile si elle n'est pas très éloignée ( < 1000 a.l.)
Avec cela, on se rend compte que: les raies spectrales permettent de classer les étoiles: chaque classe d'étoile contient des sujets assez semblables dans leurs comportements et leurs dimensions. Mais cette méthode reste entachée de fortes incertitudes.
5) Il existe des étoiles variable ( les Céphéïdes) dont la période est reliée à leur brillance réelle vue d'une distance de 10 pc (magnitude absolue).
Dans les galaxies environnantes, on repère les étoiles de ce type, on mesure leur période, on déduit de cette période leur magnitude absolue, on mesure leur brillance dans nos télescopes (magnitude apparente) et on calcule alors la distance qui nous sépare de cette galaxie. (Le rapport de ces deux magnitudes nous donne le carré du rapport des distances)
3) toutes les étoiles avaient la même puissance ( même température de surface et même diamètre)
Et si l'espace était parfaitement transparent.
Or aucune de ces conditions n'est réalisée !
