Introduction à la - shelyak-instruments.com · Un résultat théorique clef: les lois de Kirchhoff...

IntroductionIntroductionà laà la

SpectroscopieSpectroscopie

Olivier Thizyolivier.thizy@shelyak.com

WE Atelier Spectro1 Septembre 2007

-- Mons --

Le menu...

• Historique & Théorie• Le Lhires III• Quelques projets• Les étoiles Be• Conclusion

11/09/07 (c) 2006 - Shelyak Instruments 3Rappels de Spectroscopie

La lumière et les couleurs

➢Isaac Newton (1642-1726)➢Un pionnier➢1670: expérience du prisme➢Ouverture circulaire de 6mm: λ/∆λ ~10 !

Le spectre du Soleil

➢William Wollaston (1766-1828)➢~150 ans après Newton !➢Première observation (1802) de raies sombres➢A mis en évidence l'importance de la finesse de la fente

➢Joseph Fraunhofer (1787-1826)➢Fabriquant de verre de très bonne qualité➢Raies A, B (Hα), C, D (doublet Sodium)... H, K (Calcium)➢Catalogue de ~600 raies vers 1814➢Observa aussi les planètes & quelques étoiles !

➢Edmon Becquerel (1820-1891)➢Première photographie du spectre du Soleil (13 Juin 1842!)

Analyse chimique & Spectroscopie➢Léon Foucault (1819-1868)

➢Comparaison entre spectre terrestre et celui du Soleil (raies du Sodium, 1849)

➢Gustav Kirchhoff➢Indépendemment, il répéta l'expérience avec du Sel et publia en 1859 que le Sodium devait être dans l'atmosphère solaire!➢Un résultat théorique clef: les lois de Kirchhoff

➢Robert Bunsen (1811-1899)➢Université d'Heidelberg comme Kirchhoff➢Ensemble, ils publient en 1860 un papier sur l'“analyse chimique par l'observation spectroscopique”, puis en 1861-1863 des analyses de divers éléments chimiques et leurs investigation sur le spectre solaire

➢La spectroscopie est née...

La lumière est une onde

➢Thomas Young (1773-1829)➢Nature ondulatoire de la lumière (1801)➢Utilisation de réseau de 20 traits/mm

Lois de Kirchhoff

Un gaz à pression élevé, un liquide ou un solide, s'ils sont chauffés, émettent un rayonnement continu qui contient toutes les couleurs;

Un gaz à basse pression et basse température, s'il est situé entre une source de rayonnement continu et un observateur, absorbe certaines couleurs (spectre de raies en absorption).

Un gaz chaud à basse pression émet un rayonnement uniquement pour certaines couleurs (spectre de raies en émission)

1

2

3

1

2

3

Profil de corps noir

1000 2000 3000 4000 5000 6000 7000 8000 9000 10000

Profil de Plank

Longueur d'onde (angstroms)

Inte

nsité

12.000 K10.000 K

8.000 K5.000 K

1

Spectre électromagnétique...

Une fenêtre étroite !

Source: Getting the measure of the stars (WA Cooper & EN Walker)

Informations du profil

➢Loi de Stefan:Intensité (sous la courbe) = Constante * T4

➢Loi de Wien:λ max * Temperature = Constante

(2900 µm.K)

==>Température = Couleur !!!

Domaine Visible= 400-700nm (4000A-7000A)

Raies d'absorption2

• Le spectre stellaire a la forme (continuum) d’un spectre de corps noir

• L’atmosphère, plus froide, absorbe certaineslongueurs d’ondes

Raies d'absorption2

D'après: http://ircamera.as.arizona.edu/astr_250/Lectures/Lecture_14.htm

• La photosphère est peu épaisse

• Les «ailes» des raies viennent plutôt des couches plus profondes que le «centre»

Raies d'absorption/émission

∆Energie = h * ν = h *c / λ

Table des éléments

Raies d'absorption2

Raies en émission3

• Les lampes de calibration (ici: lampe de Néon interne au Lhires III) forment des raies en émission.

Exemple de raies en émission• Le spectre d’une

nébuleuse planétaire ou diffuse est en émission

fent

e

La classification des étoiles➢Quelques précurseurs: Lewis Rutherfurd (1816-1892), Angelo Secchi (1818-1878), William Huggins (1824-1910), Hermann Carl Vogel (1841-1907)➢Un travail essentiel: le catalogue Henry Drapper à Harvard

➢Edward Pickering (1846-1919) et son “harem”; fonda l'AAVSO➢Williama Fleming (1857-1911): type A...Q; 26000 spectres➢Antonia Maury (1866-1952): typeI...XX; première à mettre le type O devant le type A (classification Flemming)➢Annie Cannon (1863-1941)

➢Types: OBAFGKM➢Sous-division décimale (B0..9)➢~400000 spectres catalogués !!!

A.J. Cannon

La classification des étoiles➢1890: catalogue Drapper de spectres stellaires➢1911-1915: analyse de 225300 étoiles par A.J. Cannon➢1918-1924: publications du catalogue HD (Henry Drapper)➢1949: HDE: extension du catalogue HD➢1943: “Atlas of Stellar Spectra” par William Morgan, Philip Keenan, & Edith Kellman [MKK]

➢Type spectral du catalogue HD (Température): OBAFGKM➢Notion de Classe de Luminosité I...V

L'équipe (féminine!) de E. Pickering en 1913.

Les débuts de l'Astrophysique➢Ejnar Hertzsprung (1873-1967) & Henry Russell (1877-1957)➢Diagramme couleur/luminosité (première public. en 1911)

Intensité relative des éléments

Effet Doppler

=c

Eloignementdes galaxies

=décalage

vers le rouge(red shift)

11/09/07 (c) 2006 - Shelyak Instruments 25

En résumé...

La lumière venant des étoiles nous renseigne sur:• leur température [profil général]• leur composition et les conditions physiques

d'excitation ou d'ionisation (donc de température) [présence de raies]

• La composition chimique quantitative, la pression, la gravité de l'étoile [intensité des raies]

• Les déplacements [effet Doppler]● Eloignement ou de rapprochement (vitesse radiale)● Rotation● Expansion

Quelques livres...

Quelques liens utilesGroupe ARAS: http://www.astrosurf.com/aras/

Liste Spectro-L: http://groups.yahoo.com/group/spectro-l/

CDS Strasbourg http://http://cdsweb.u-strasbg.fr/

ADS (articles) http://http://adsabs.harvard.edu/abstract_service.html

11/09/07 (c) 2006 - Shelyak Instruments 28Le Lhires III

Principe du Spectrographe

➢Le dispositif de dispersion peut être un prisme ou un réseau➢Mode Littrow: collimateur = objectif➢Les astronomes professionnels utilisent des modes 'Echelle' (recouvrement d'ordre et dispersion croisée); ex: MuSiCoS

Domaine λ Ajustable FixeAjustable FixeGuidage Nécessite

une STxsansPar fente

mirroirsans

Meilleur pour... Etoiles, nébuleuses

Nébuleuse, galaxies

Etoiles, nébuleuses

Nébuleuses, galaxies

Pouvoir de résolution (λ/∆λ)

Ajustable FixeAjustable Fixe

Des spectrographes du commerceSBIG SGS SBIG DSS7LHIRES III Star Analyzer

Prix ~6000€ ~1800€2570€ 110€

Type de réseau(x) Réflexion RéflexionRéflexion Transmission

Réseau(x) Lignes/mm

150 (Low)600 (High)

1002400 (std)150, 300, 600, 1200 (option)

100

DispersionÅ/pixel avec ST7

4.3 (Low)1.1 (High)

5.43.0 (Lowest) to0.12 (Highest)

~20

Résolution (∆λ)avec ST-7

9Å (Low)2.4Å (High)

16Å0.3 - 0.4Å basse

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Caractéristiques du Lhires III

Spectrographe de type LittrowHaute Résolution (λ/∆λ de 17000 autour de Hα)Dispersion de 0.01nm (caméra de 9µm)Optimisé pour un instrument ouvert à f/10Adaptable à tout type d'instrumentsAdaptation à différents types de détecteurs: caméras CCD,

Appareil Photographiques Numériques, webcam...Fente réfléchissante pour un guidage précisCompact (250mm x 200mm x 83mm) et léger (1.6kg)Supports et réseaux complémentaires en option

pour adapter la résolution à son projetVisuel sur le Soleil pour des animationsUtilisable en spectro-héliographie

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A l'intérieur du Lhires III

C'est quoi un «spectre»?

Objet étalé (ex: Soleil)

Fente

Objet ponctuel (ex: étoile)

2D / 1D ?

➢L'extraction du spectre passe du spectre 2D (image) au spectre 1D (courbe.

➢Une coupe simple ne suffit pas (mauvais rapport signal/bruit)

➢L'extraction optimisée est faite dans la plupart des logiciels (ex: L_OPT dans IRIS)

Résolution ?Basse résolution

(réseau 150 t/mm)

Haute résolution(réseau 2400 t/mm)

➢Comparaison entre un spectre de Véga en basse résolution (150tt/mm) et en haute résolution (2400tt/mm).

➢Basse résolution:➢Forme générale➢Profil de Planck

➢Haute résolution➢Profil de raies(Profil de Voigt...)➢FWHM➢Largeur Equivalente

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Ordres de grandeurs• 1 Å = 0,1 nm = 50km/sec• Spectre visible: 3000-7000 Å (300-700 nm)• Sensibilité des CCD: 3000-9000 Å

Selon vos observations,il faudra trouver le bon compromis entre

Résolution, Champ spectral, Magnitude limite,Rapport Signal/bruit et Temps de pose

Réseau utilisé – Lhires III – t/mm2400 1200 600 300 1500,1 0,3 0,7 1,5 3,0

km/s 5 17 35 75 150Pouvoir de résolution 17000 6000 2700 1300 600Champ Ǻ 85 250 550 1100 2300Magnitude limite 5 6 7 8 9

Dispersion (Hα) Ǻ/pix

Calculs théor. (ETCL): T200mm, Lhires III (fente 30µm), KAF0400, 1 h de pose, S/B=100

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Comment ça se passe?

Observation avec un C8 lors du stage pratique OHP 2007

?

Suivez le guide...

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Pré-régler son spectrographe• Régler le spectrographe AVANT à l'intérieur & de jour!

● Miroir principal (bouge peu ensuite)● Miroir de guidage (bouge peu ensuite)● Focalisation caméra de guidage● Alignement caméra (spectre horizontal!)● Position du réseau (Hα ou autre)● Focalisation caméra d'acquisition

Exemple de focalisation des raies de Néon avec CCDSoft v5.

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Installer/Régler son équipement• Monter le spectrographe

● Sens RA ou DEC ? Dépend de la monture...• Re-réglage rapide de la focalisation spectrographe (néon)• Pointer une étoile brillante

● Utilisation éventuelle d'un oculaire● Recentrer votre chercheur!!!● Re-régler éventuellement le mirroir

de guidage (un peu sport!)● Pour avoir le spectre à l'endroit

le plus brillant (cf spectre du néon)● Étoile centrée sur la caméra de guidage

• Pointer une étoile plus faible● Focalisation du télescope en se servant

de l'extinction de l'étoile dans la fente(utiliser un gain constant sur caméra de guidage)

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Exemple de séquences d'images• Pointer l'étoile de référence (ex: Altaïr, Regulus),

plutôt bas sur horizon pour avoir les raies telluriques● altair-na#: 3 néons avant (ex: 3 poses de 0.5sec)● altair#: 3 à 6 poses de 5min● altair-na#: 3 néons après (ex: 3 poses de 0.5sec)

• Pointer une cible● cible-na#: 3 néons avant (ex: 3 poses de 0.5sec)● cible#: poses unitaires de 5min● cible-nb#: 3 néons après (ex: 3 poses de 0.5sec)

• Fichiers pour le prétraitement● bias#: offset, série de 9 à 21 poses (dans le noir de 0sec)● neon-dark#: faire les noirs pour les néons (0.5sec)● cible-dark#: faire les noirs pour les cibles (5min)● flat#: calque devant télescope + lampe hallogène 150W (continuum)● flat-neon#: néon pour le flat (ex: 3 poses de 0.5sec)● flat-dark#: faire les noirs pour les flats (temps de pose selon les flats)

Pour chaque cible

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Notes sur l'Autoguidage• Fonctionne pratiquement comme en imagerie classique• Nécessite un logiciel pouvant autoguider sur fente

(ex: IRIS)• Visualisation & guidage manuel:

● Utiliser les fonctions R_STAR, R_COLOR, R_SIZE, R_STOP...

• Mode autoguidage:● Mode “fente”; indiquer la position de la fente (X ou Y selon version)● Faire un apprentissage (~10sec), inverser ensuite “V RA” si retournement de monture● Sélectionner une fenêtre petite (bon suivi) ou grande (mauvais suivi de la monture)● Et prévoir de la lecture pendant les poses !!! :-)

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Au sujet du Flat• Utiliser une lampe « corps noir » (ex: Hallogène)• Le faire si possible en laissant le spectro sur le télescope• Un simple papier calque (ou plusieurs scotchés ensemble)• Pose assez longues (ben oui, on étale les Watts !)

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Préparer les fichiers (1)

• Offset: médiane des bias individuels,

• Dark: médiane des noirs & soustraire l'Offset.• créer un fichier cosmétique (FIND_HOT dans IRIS)

• Flat: soustraire noir/offset, mise à niveau, médianeNote: j'utilise AudeLA pour préparer mes fichiers maître car il peut gérer le 16bitsnon signé tandis qu'IRIS ne lit que les valeurs 0-32767 (attention à la dynamique du flat!)

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Préparer les fichiers (2)

• Eventuellement MirrorY de tous les fichiers (bleu à gauche)

• Moyenne des néons avant & après (vérifier le décalage!)

Raies telluriques !!! 6575

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Utilisation des fonctions (Sp)IRIS• L_SLANT: donne l'inclinaison du spectre (sur néon)• Repérer la position en X raie 6575A• Panneau “Lhires 2400”: première passe sur étoile de référence et

utiliser les raies telluriques pour obtenir le polynôme de calibration• Panneau “Lhires Libre” pour recaler le polynôme sur spectre du néon

(pas utile si assez d'eau dans les spectres!)

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Les niveaux de traitement (0a-c)• Niveau 0a - Level 0a• Spectre en deux dimensions (2-D) représentant l'addition des spectres individuels prétraitées d'une

séquence. Le prétraitement consiste en la soustraction du signal d'obscurité, en la soustraction du signal d'obscurité (thermique) et en la division par le flat-field. Des corrections cosmétiques sont éventuellement apportées (procédure de retrait des rayons cosmiques par exemple). Au besoin, et si le décalage transverse constaté est de 4 pixels maximum par rapport à la position moyenne, les spectres sont recentrés suivant l'axe transverse uniquement (axe perpendiculaire à la dispersion, c'est-à-dire vertical dans la figure ci-dessus). Le format de fichier est le FITS si possible. La largeur de l'image (axe vertical) doit être de 100 pixels au moins pour permettre une mesure satisfaisante du fond de ciel.

• Niveau 0b - Level 0b• Spectre 2-D corrigé des distortions géométriques de premier ordre : l'axe de dispersion est horizontal

et les raies spectrales sont verticales (corrections éventuelles de type "slant" et "tilt"). Le niveau du fond de ciel est soustrait par interpolation de part et d'autre de la trace de l'objet observé. Le format de fichier est le FITS si possible.

• Niveau 0c - Level 0c• Profil spectral sous la forme d'une image 2-D. Le profil est extrait du produit de niveau 0b par binning

(addition) suivant l'axe colonne des pixels ayant reçu un signal significatif de l'objet. Le profil trouvé est dupliqué sur 20 lignes pour produire l'image 2-D et améliorer la visibilité de cette dernière. Le format de fichier est le FITS si possible.

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Les niveaux de traitement (1a)• Niveau 1a - Level 1a• Profil 1-D représentant une des lignes d'un produit de niveau 0c. Les produits de niveau 0c

et 1a sont dont tout à fait équivalent. Seul le format des données est différent. Un produit de niveau 1a est un fichier ASCII à deux colonnes : la colonne 1 contient un numéro de pixel (le premier numéro est toujours 0), la colonne 2 contient les comptes numériques (ADU) pour le pixel correspondant.

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Les niveaux de traitement (1b)• Niveau 1b - Level 1b• Profil spectral calibré en longueur d'onde. La loi de dispersion d'un produit de niveau 1b

est linéaire. Pour cela, on applique au produit de niveau 1a une fonction de linéarisation polynomiale de degré 2 (éventuellement 3) en longueur d'onde. Le résidu de calibration (O-C) RMS doit être inférieur à 0,05 Angstrom (cas de l'utilisation d'un réseau de 2400 traits/mm) . Optionnellement, pour faciliter la visualisation, les données sont normalisée à l'unité dans une zone uniforme du continuum (par exemple autour de 6600 angstroms avec un spectre issu d'un LHIRES équipé d'un réseau de 2400traits/mm). L'opération de normalisation se limite à la multiplication de tous les points du spectres par une constante. Le format de fichier est le FITS 1-D si possible.

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Les niveaux de traitement (1c)• Niveau 1c - Level 1c• Profil spectral de niveau 1b divisé par la courbe de réponse spectrale instrumentale. Le

format de fichier est le FITS 1-D si possible. Ce sont les produits de niveau 1c qui sont fournis à la base de données de spectres Be (BeSS).

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Traitement et analysedes spectres 1D

La spectro,c'est génial !!!

Une gammequi se développe...

Prix TTC valable le 1er Septembre 2007, document non contractuel

Le Star Analyser, un spectroscope simple mais efficace,idéal pour débuter en spectroscopie avec de petits moyens.

Le Lhires Lite, un spectroscope conçupour l'animation avec le public: spectre solaire,lampes spectrales... un outil pour les collègeset lycées qui veulent approfondir le sujet.

Le Lhires III, le spectrographe utilisédans le monde entier pour des projetspersonnels (pédagogiques) ou encollaboration (étoiles Be, novae...).

2570€

990€

110€

Quelques liens utilesGroupe ARAS: http://www.astrosurf.com/aras/

Liste Spectro-L: http://groups.yahoo.com/group/spectro-l/

Site Iris: http://www.astrosurf.org/buil/

Iris / SPIris: http://www.astrosurf.org/buil/us/iris/iris.htm

VisualSpec: http://astrosurf.com/vdesnoux/

Audela: http://www.astrosurf.com/aude/

Prism: http://www.astroccd.com/prism/fr/

11/09/07 (c) 2006 - Shelyak Instruments 53Quelques Projets...

11/09/07 (c) 2006 - Shelyak Instruments 54

Quelques projets...1 Le Sodium sous toutes ses formes!2 Observation du spectre du soleil en visuel3 Spectre du Soleil en basse résolution4 Spectro-Héliographie5 Spectres stellaires: Classification BR6 Spectres stellaires: Classification HR7 Spectres stellaires: Profils de raies8 Spectres de nébuleuses9 Comètes10 Novae: vitesse d'éjection de l'enveloppe11 Vitesses radiales12 Vitesse de la terre... et masse du soleil !13 Rotation des planètes Jupiter et Saturne14 Binaires spectroscopiques15 Rotations stellaires - V.sin (i)16 Etoiles Herbig Ae/Be17 Etoiles Be (collaboration pros-amateurs) La liste s'allonge sans cesse ! ...

11/09/07 (c) 2006 - Shelyak Instruments 55

1 – Le Sodium sous toutes ses formes!

Sirius

Soleil

Lampadaire

Allumette

Sel

Cornichon !

(c) C. Buil / Benoit Minster

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2 – Observation visuelle du spectre solaire

(c) Robin Leadbeater

NOUVEAU

11/09/07 (c) 2006 - Shelyak Instruments 57

3 – Spectre solaire en basse résolutionH

/ K

(Cal

cium

) Hδ

Hβ

Hα

Double

tdu S

odiu

m

Triple

tdu M

agnés

ium

Olivier Thizy – Janvier 2007Lhires III – 300tt/mm; Digital Rebel / EOS300DFait au Pic du Midi (ie: peu d'atmosphère!)

11/09/07 (c) 2006 - Shelyak Instruments 58

4 – Spectro-Héliographie

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5 – Spectres stellaires: Classification BR

C8 – Lhires III (150tt/mm) – EOS 300D – Poses de 30 sec – Sans ordinateur !

A0

Be

M5

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6 – Spectres stellaires: Classification HR

Séquence de spectres dans la région du triplet du Calcium.La température des objets s'abaisse en allant du haut vers le bas.© Christian Buil

Oh-Be-A-Fine-Girl-Kiss-Me

Lhires III& APN

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7 – Spectres stellaires: Profils de raies

11/09/07 (c) 2006 - Shelyak Instruments 62

8a – Spectres de nébuleuses

[OIII]5007

[OIII]4959

Hα6563

[NII]6583

[NII]6548

Spectre de M42 - Lhires III (150tt/mm) + KAF1600 / Acquisition: Benjamin Mauclaire / Traitement: Olivier ThizyImage de M42: Olivier Garde & Adrien Viciana (CALA)

Hβ4861

HeI5876

HeI6678

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8b – Spectres de nébuleuses

Hα

[NII]

Spectre de NGC2392, C11+Lhires III (600tt/mm) + Atik16(c) Robin Leadbeater/O.Thizy – stage spectro OHP 2007

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9 – Spectres de comètes

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10 – Novae: éjection de l'enveloppe

2500 km/s

50 Å

V1280 Sco

RS Oph

V4743 Sgr

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11 – Vitesses radiales d'étoiles

Spectres comparés de SAO104807, Altair, et SAO112958

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12 – Vitesse de la Terre... Masse du Soleil

Soleil

Terre

Terre

En janvier...

En juillet...

V = 30 km/s(+6 pixels)

a

T 2= 42G m1m2

a3

m2

m1

V = 30 km/s(-6 pixels)

T=2 aV

11/09/07 (c) 2006 - Shelyak Instruments 68

13 – Rotation de Jupiter et Saturne

Cas de Saturne:Décalage = 7 pixels = 8,8 km/sPériode de 10,6 h >> Rayon = 107511 km>> Distance de la terre !Par les anneaux... Masse !>> Densité !

... et on prouve que les anneaux ne tournent pas de manière solide !

T 2= 42G m1m2

a3

=c

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14 – Binaires spectroscopiques

57 Cyg(C. Buil)

Beta Auriga2 spectresà 72h d'intervalle

Par la troisième loi de Kepler,on peut facilement remonterau rapport de massedes deux étoiles !

Evolution de bêta Aurigae sur 3h...

11/09/07 (c) 2006 - Shelyak Instruments 70

15 – Rotation stellaire: V.sin(i)

v.sin(i) = 330km/s

v.sin(i) = 0km/s

11/09/07 (c) 2006 - Shelyak Instruments 71

16 – Etoiles Herbig Ae/Be

C.Buil

11/09/07 (c) 2006 - Shelyak Instruments 72

16bis – Variables !

Source: Getting the measure of the stars (WA Cooper & EN Walker)

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17 – Etoiles Be (programme Corot !)

Collaboration Amateurs - Professionnels

Magnétisme, ouPulsations ?

Vos mesures permettront de trancher !

11/09/07 (c) 2006 - Shelyak Instruments 74

Les Etoiles Be

Les étoiles Be

➢Découvertes en 1866 par le père Secchi➢gamma Cas➢beta Lyr

Les étoiles Be

➢T=20 000K (4*Soleil)➢Non super-géantes➢M=8*Soleil➢R=6*Soleil➢~10%-20% des étoiles B

Be

O B A F G K M

Variabilité des Be➢Etoiles variables

➢Evolution sur diverses échelle de temps!

➢Cycle B->Be->B->Be... ?

Sources: Hubert & Floquet 1998; Koubsky et al. 2000

Source du pic d'émission➢Nuage de matière autour de l'étoile➢Evolution temporelle

➢'outburst'➢Géométrique

➢Mais la question de l'origine de cet anneau est encore débattue

➢Pulsations Non Radiales➢Impulsions magnétiques➢Vitesse de rotation➢Autre...

➢Corrélation entre photométrie & spectroscopie importante !!!

Profils de raiesÉtoile B

Géométrie du système

Sources: Hubert & Floquet 1998 et E Pollman

Suivi de beta Lyrae (2005)

D'où vient le disque ?

• Les étoiles Be sont trop vieilles pour avoir un disque protostellaire

• Donc le disque doit être crée par éjection…

• La plupart des étoiles Be ne sont pas binaires

Ejection de matière ?• La rotation de l’étoile seule ne suffit pas

à éjecter de la matière• Des pulsations internes pourraient «aider»

à cette éjection• Un champ magnétique pourrait apporter du

moment angulaire supplémentairepour éjecter la matière

• …mais il reste encore beaucoup à apprendreet les observations sont indispensables!

Pulsations Non Radiales• Onde a l’intérieur de

l’étoile, courbée par le changement de vitesse du son

• Le parcours de l’onde dépend de la structure interne de l’étoile

• Mode NRP (Non Radial Pulsations)

Pulsations Non Radiales

l = nb total de lignes séparatrices

m = nb de lignes en latitude

Schrijvers 1999

Pulsations Non Radiales

l = nb total de lignes séparatrices

m = nb de lignes en latitude

Schrijvers 1999

l=9, m=5

Animation: C. Ormerod

Variations spectrales NRPl=7, m=4l=10, m=10

Source animations: C. Neiner

Exemple de variations

Détection de champ magnétique• La détection directe par spectro-polarimatrie

(effet Zeeman) est très difficile:– peu de raies dans les étoiles chaudes– le champ magnétique recherché est faible– les pulsations déforment les profils de raies– la rotation élargie les raies

Une détection: β Cep

β Cep, le prototype des β Cep, aussi une Be mais qui tourne lentement… avec un champ magnétique (Henrichs et al. 2000)

Source vidéo: H Heinrichs

...et une deuxième !

ω Ori, une Be classique (tourne vite!)

… avec un champ magnétique (Neiner et al. 2003)

Programme COROT➢Collaboration pro/am➢Mise en place du base de donnéesde spectres d'étoiles Be➢Coordination avec les amateurs➢Possible grace au Lhires III

➢COROT & BeSS: devraient ouvrir la porte à une collaboration plus large (articles, symposium...)

11/09/07 (c) 2006 - Shelyak Instruments 93

Envie d'aller plus loin?- S'inscrire sur la liste de distribution Spectro-L:

http://groups.yahoo.com/group/spectro-l/- Participer à des stages, des rencontres...- Se rapprocher de clubs qui ont fait le choix de la spectro

(CALA, SALyon, SAR, Gapra, Copernic, etc...)- Manipuler les logiciels & tutoriaux- Me contacter: olivier.thizy@shelyak.com !!!

Les deux conditions essentiellespour bien démarrer

Maîtriser son télescopeMaîtriser les bases de l'imagerie numérique http://www.shelyak.com

Quelques liens utilesGroupe ARAS: http://www.astrosurf.com/aras/

Liste Spectro-L: http://groups.yahoo.com/group/spectro-l/

BeSS: http://basebe.obspm.fr/basebe/Accueil.php

Projet Corot: http:/www.astrosurf.org/buil/corot/data.htm

CDS Strasbourg http://http://cdsweb.u-strasbg.fr/

ADS (articles) http://http://adsabs.harvard.edu/abstract_service.html

MERCI !!!

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