lumière des étoiles
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Lumière des étoiles. PHOTOMÉTRIE 2 techniques d’analyse SPECTROSCOPIE. Magnitude apparente. Magnitude apparente ( m ): brillance d’un objet à une distance d telle que perçue par un observateur sur la Terre. Magnitude apparente. Plus brillant. m. I. I. I. Exemple: Magnitude apparente. - PowerPoint PPT PresentationTRANSCRIPT
Lumière des étoilesLumière des étoiles
PHOTOMÉTRIEPHOTOMÉTRIE
2 techniques d’analyse2 techniques d’analyse
SPECTROSCOPIESPECTROSCOPIE
Magnitude Magnitude apparenteapparente
Magnitude apparenteMagnitude apparente ( (mm): brillance ): brillance d’un objet à une distance d telle d’un objet à une distance d telle que perçue par un observateur sur que perçue par un observateur sur la Terrela Terre
Magnitude apparenteMagnitude apparente
Plus brillant
Exemple:Exemple: Magnitude Magnitude apparenteapparente
1.1. SIRIUS: mSIRIUS: mss = -1.5 = -1.5
2.2. SOLEIL: = -26.5SOLEIL: = -26.5
-26.5 +1.5 = -2.5 log ( / I-26.5 +1.5 = -2.5 log ( / Iss) )
log ( / Ilog ( / Iss)) = 10 = 10
= 10= 101010 I Iss
mm
II
IIII
10 milliards
Magnitude Magnitude absolueabsolue
Magnitude absolueMagnitude absolue (M): brillance (M): brillance d’un objet s’il était à une distance d’un objet s’il était à une distance de 10 pcde 10 pc
Magnitude absolueMagnitude absolue
Plus brillant
Module de distance (m-Module de distance (m-M)M)
Module de distance Module de distance (m – M): (m – M): différence entre la magnitude différence entre la magnitude apparente et le magnitude absolue apparente et le magnitude absolue d’un objetd’un objet
m – M = 5 log10 d – 5 log10 10
m – M = 5 log d (pc) - 5
= 1
CouleursCouleurs
Couleurs – UBV – JohnsonCouleurs – UBV – Johnson
U-B, U-V, B-V = indices de couleurs indépendants de la distanceU-B, U-V, B-V = indices de couleurs indépendants de la distance
Ultraviolet Bleu Jaune
magnitudes U, B, V d’une étoile sont affectées par la distance
Couleurs – UBV – JohnsonCouleurs – UBV – Johnson
Étoile jeune & chaude: émet Étoile jeune & chaude: émet davantage dans le davantage dans le BLEU (B – BLEU (B – V) V) < < 00
Étoile vieille & froide: émet Étoile vieille & froide: émet davantage dans le davantage dans le ROUGE (B – ROUGE (B – V) V) > > 00
Couleur et température effectiveCouleur et température effective
Indices de couleur sont une façon de mesurer les conditions physiques qui règnent à la surface d’une étoile (p.e. Teff)
La loi de PlanckLa loi de Planck
La loi de Planck La loi de Planck relie la relie la distribution en distribution en énergie énergie spectralespectrale d’un d’un objet à la objet à la température température d’émission des d’émission des photons observésphotons observés
Conséquences de la Conséquences de la loi de Planckloi de Planck
Plus la Plus la température température d’un corps est d’un corps est élevée, plus élevée, plus l’intensité émise l’intensité émise est grande à est grande à TOUTESTOUTES les les longueurs longueurs d’ondes (d’ondes ())
Conséquences de la Conséquences de la loi de Planckloi de Planck
L’énergie L’énergie TOTALE TOTALE émise (flux F – surface émise (flux F – surface sous la courbe) sous la courbe) augmente comme:augmente comme:
Loi de Stéphan BolzmannLoi de Stéphan Bolzmann T x 2 F x 16T x 2 F x 16
Conséquences de la Conséquences de la loi de Planckloi de Planck
La couleur dominante, La couleur dominante, la longueur d’onde à la longueur d’onde à laquelle l’intensité est laquelle l’intensité est maximale se déplace maximale se déplace vers les vers les plus courtes plus courtes à mesure que la à mesure que la température température augmenteaugmente
Loi de WienLoi de Wien
La loi de PlanckLa loi de Planck
SpectroscopieSpectroscopie
Enveloppe correspond à la courbe Enveloppe correspond à la courbe du corps noir à une température du corps noir à une température donnéedonnée
MAISMAIS À certaines longueurs d’onde, il À certaines longueurs d’onde, il
manque des photonsmanque des photonsRAIES D’ABSORPTION
SpectroscopieSpectroscopie
Raies d’absorption Raies d’absorption résultent de résultent de l’interaction de la l’interaction de la lumière et de la lumière et de la matière à la surface matière à la surface des étoiles des étoiles (photosphère)(photosphère)
Certains Certains photonsphotons venant de l’intérieur venant de l’intérieur chaud sont absorbés chaud sont absorbés par les couches par les couches extérieures plus froidesextérieures plus froides
Intérieur del’étoile photosphère
SpectroscopieSpectroscopie
Lorsque les photons tentent de Lorsque les photons tentent de traverser les atomes du gaz, ils traverser les atomes du gaz, ils peuvent être absorbés si leur peuvent être absorbés si leur énergie est énergie est EXACTEMENT EXACTEMENT celle nécessaire à uncelle nécessaire à un électron électron pour passer d’un niveau pour passer d’un niveau inférieur à un niveau supérieurinférieur à un niveau supérieur
Les photons dont l’énergie ne Les photons dont l’énergie ne correspond à aucune transition correspond à aucune transition traversent sans problèmetraversent sans problèmeMAIS MAIS
les photons absorbés les photons absorbés disparaissent du flux totaldisparaissent du flux total
SpectroscopieSpectroscopie
Un photon absorbé lors d’une transition d’énergie donnéecorrespond à une raie d’absorption à un l donnée
photons énergétiques UV
Photons moins énergétiques IR
SpectroscopieSpectroscopie
Plus il y a d’électrons, Plus il y a d’électrons, plus il y a de plus il y a de transitions (raies) transitions (raies) possiblespossibles
Raies d’absorption Raies d’absorption permettent:permettent:
1.1. Étudier la composition Étudier la composition chimique à la surface *chimique à la surface *
2.2. Mesurer les vitesses Mesurer les vitesses (Doppler)(Doppler)
HydrogènHydrogènee
neutreneutre
HIHI
HéliuHéliumm
neutrneutre e
HeIHeI
HéliuHéliumm
IoniséIonisé
HeIIHeII
4101 A4101 A 4026 4026 AA
4100 4100 AA
4340 A4340 A 4471 4471 AA
4200 4200 AA
4863 A4863 A 4713 4713 AA
4338 4338 AA
6562 A6562 A 4921 4921 AA
4541 4541 AA
5015 5015 AA
4686 4686 AA
5875 5875 AA
4859 4859 AA
6678 6678 AA
5411 5411 AA
6560 6560 AA
Classification spectraleClassification spectrale
Apparence du spectre est produit par:
On caractérise un spectre par:
TempératureTempérature PressionPression Composition chimiqueComposition chimique
à la surfaceà la surface
Type spectralType spectral Classe de luminositéClasse de luminosité Population stellairePopulation stellaire
TYPE SPECTRALTYPE SPECTRAL
O B A F G K MO B A F G K M
MESURE LA TEMPÉRATURE MESURE LA TEMPÉRATURE SUPERFICIELLE (TSUPERFICIELLE (Teffeff) de l’étoile) de l’étoile
O B A F G K MO B A F G K Mchaude(bleu)
froide(rouge)Soleil
Le type spectral
G2 - Soleil
Classes de luminositéClasses de luminosité
Classe Identification
Ia Supergéante
Ib Supergéante
II Géante brillante
III Géante
IV Sous-géante
V Séquence principale (naine)
VI Sous-naine
VII Naine blanche
même type spectral (A3) mais largeurs de raies différentes
Classes de luminositéClasses de luminosité
Luminosité totale dépend:Luminosité totale dépend:1.1. TempératureTempérature2.2. RayonRayon
Le gaz d’une étoile plus volumineuse est Le gaz d’une étoile plus volumineuse est soumis à une pression plus faible pcq densité soumis à une pression plus faible pcq densité plus faibleplus faible
RAIES D’ABSORPTION PLUS ÉTROITESRAIES D’ABSORPTION PLUS ÉTROITES
L’intensité absolue d’une raie est une mesure L’intensité absolue d’une raie est une mesure de la pression de surface de l’étoile et donc de la pression de surface de l’étoile et donc une mesure du rayonune mesure du rayon
POPULATIONS POPULATIONS STELLAIRESSTELLAIRES
POPULATION IPOPULATION I1.1. riches en métauxriches en métaux2.2. étoiles jeunesétoiles jeunes
POPULATIONS IIPOPULATIONS II1.1. pauvres en métauxpauvres en métaux2.2. étoiles vieillesétoiles vieilles
POPULATIONPOPULATION XX YY ZZ
II 0,700,70 0,280,28 0,020,02
IIII 0,7190,719 0,2800,280 0,0010,001