les étoiles 1ère partie -...
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Université de Lille
Licence Sciences de la Vie, de la Terre et de l’Environnement
UE “Sciences de l'Univers”
Astronomie
Les étoiles
1ère Partie
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I. Introduction II. Magnitude III. Classification des étoiles IV. Evolution stellaire
Plan du cours
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I. Introduction
importance des étoiles
rôle essentiel dans la synthèse des éléments lourds, i.e. > H, He
nucléosynthèse stellaire
matière « visible » de l’Univers ( densité de l’univers)
reconstitution de la vie des étoiles à partir des populations observées
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évolution stellaire
buts: expliquer
naissance (proto-étoiles)
vie (source d’énergie)
mort (naine blanche, supernova, étoile à neutrons, trou noir)
moyens:
observations (classification stellaire)
physique (thermodynamique, mécanique, physique nucléaire,
physique quantique, relativité)
I. Introduction
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observations
spectroscopie
composition
température
etc..
photométrie
luminosité
variations
astrométrie
distance
mouvement
masses d’étoiles doubles
etc..
I. Introduction
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II. Magnitude
mesure: flux reçu par unité de surface = éclat E ( W.m-2 )
problème: énorme dynamique
ex: facteur 1012 entre éclat Vénus et galaxies les + lointaines
solution: utilisation d’une échelle logarithmique
Antiquité: classement des étoiles de 1ère, 2ème, …, 5ème grandeur
par ordre logarithmique d’éclat
explication : la sensibilité de l’œil à la lumière est logarithmique
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définition de la magnitude:
m = - 2.5 log10 (E) + b
complètement arbitraire!
2.5: assure que ∆m = 5 quand E varie d’un facteur 100
signe - : assure que m augmente quand E diminue
b: ajusté de manière à ce que m(Véga)= 0
donc: m = - 2.5 log10 ( E / EVéga )
II. Magnitude
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échelle des magnitudes et échelle des flux
magnitude = échelle logarithme du flux
différence de 5 magnitudes rapport de 100 en flux
la sensibilité de l'œil à la lumière est logarithmique
échelle des magnitudes = transcription mathématique
de la perception de l'œil
II. Magnitude
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m = - 2.5 log10 ( E / Evéga )
m’ = - 2.5 log10 ( E’ / Evéga )
soustraction membre à membre:
m’ – m = - 2.5 log10 ( E’ / E )
qu’on peut inverser:
II. Magnitude
E’ / E = 10 -0.4(m’- m)
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quelques chiffres
étoiles les + brillantes: m ~ 0
étoiles les + faibles visibles à l’œil nu: m ~ 6
galaxies les + faibles observables au télescope: m ~ 30
Vénus: m ~ - 4
pleine Lune: m ~ - 12
Soleil: m ~ - 27
II. Magnitude
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en fait, E est mesuré dans des bandes spectrales bien définies:
m = - 2.5 log10 ( f / f0 )
alors:
où on choisit arbitrairement f0 de manière que m (Véga) = 0
f
dE = fd
0
II. Magnitude
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système de magnitude
bande f0
(couleur) (m) (m) (W m-2 m-1)
U 0.36 0.068 4.35 10-8
B 0.44 0.098 7.20 10-8
V 0.55 0.089 3.92 10-8
R 0.70 0.22 1.76 10-8
I 0.90 8.3 10-9
J 1.25 3.4 10-9
K 2.2 3.9 10-9
…
visible
infra
rouge
II. Magnitude
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magnitude apparente et magnitude absolue
problème:
éclat mesuré sur Terre dépendant de la distance d de l’astre
définition:
luminosité L = puissance ( W ) rayonnée par un astre
dans tout l’espace et dans tout le spectre
II. Magnitude
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E = L / 4d2 d
II. Magnitude
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0E
Elog5.2)d(m
10
0E
'Elog5.2)'d(m
10
2
'd
d
E
'E
d
'dlog5)d(m)'d(m 10
II. Magnitude
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magnitude apparente: magnitude m observée à la distance réelle de
l’astre
magnitude absolue: magnitude M qu’on observerait si l’astre était
à 10 parsecs
pcd
10log5mM
10
II. Magnitude
M = - 2.5 log10 ( L ) + cste
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III. Classification des étoiles
but:
classer les étoiles avec le moins de paramètres possibles
possible! Avec:
température de surface (ou couleur)
luminosité (ou taille)
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type spectral
= échelle de température, lié au spectre de l’étoile
spectre de l’étoile = spectre de corps noir
2 lois importantes : loi de Wien, loi de Stefan
III. Classification des étoiles
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I
loi de Wien étoiles rouges: froides
étoiles bleues: chaudes
)K(T
3000~)m(max
max
III. Classification des étoiles
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Bételgeuse
Rigel
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Type spectral couleur Température
(K)
O très bleue >~28000
B bleue 10000-28000
A bleue-blanche 7000-10000
F blanche 6000-7000
G jaune 5000-6000
K rougeâtre 3500-5000
M rouge foncé <~3500
sous-types spectraux: graduation plus fine en température
Ex: G 4900 à 6000 K Soleil: 5770 K type G2
III. Classification des étoiles
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classe de luminosité = l’autre paramètre qui définit une étoile
critère: luminosité (ou taille)
III. Classification des étoiles
classe de
luminosité
appellation
I supergéantes
II géantes brillantes
III géantes
IV sous-géantes
V naines (séquence principale)
VI sous-naines
VII naines blanches
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diagramme Hertzsprung-Russel (HR)
III. Classification des étoiles
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log10(L)
log10(T)
pente 4
R=cste
III. Classification des étoiles
loi de Stefan :
puissance
par unité de surface
= s T4 ( W.m-2 )
donc :
luminosité
(puissance totale)
L = 4 R2 . s T4 ( W )
log10(L) = 4. log10(T) + 2. log10(R) + cste
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diagramme
Hertzsprung
-Russel
(HR)
III. Classification des étoiles