Astrophysique et astrochimie Michaël De Becker Masters en Sciences Chimiques et Sciences Géologiques 2013-2014 Chapitre 1: Environnements astronomiques

Astrophysique et astrochimie

Michaël De Becker

Masters en Sciences Chimiques

et Sciences Géologiques

2013-2014

Chapitre 1: Environnements astronomiques

Chap.1 : Environnements astronomiques

1.1 Concepts généraux 1.1.1 Rayonnement de corps noir 1.1.2 Echelles de distances 1.1.3 Magnitude et extinction1.2 Objets stellaires 1.2.1 Diagramme de Hertzsprung-Russel 1.2.2 Classification spectrale 1.2.3 Formation stellaire 1.2.4 Nucléosynthèse et évolution stellaires1.3 Milieu interstellaire1.4 Système Solaire 1.4.1 Quelques définitions 1.4.2 Planètes 1.4.3 Comètes 1.4.4 Astéroïdes


• Concepts généraux: Rayonnement de corps noir

Loi de Planck:

Loi de Stefan:

Constante de Stefan-Boltzmann:



Loi de déplacement de Wien:

Le maximum d'émission de la fonction de Planck est d'autant plus déplacé vers les basses

longueurs d'onde (hautes énergies) que la température

du corps noir est élevée.



Loi de déplacement de Wien:

Le maximum d'émission de la fonction de Planck est d'autant plus déplacé vers les basses

longueurs d'onde (hautes énergies) que la température

du corps noir est élevée.

Importance du corps noir ?De nombreux 'objets' importants en astrophysique se

comportent, en première approximation, comme s'il s'agissait de corps noirs, du point de vue de leur émission de rayonnement ;

notamment, les étoiles!



Flux (F) : quantité d'énergie émise par unité de temps et de surface

Luminosité (L) : quantité d'énergie émise par unité de temps (puissance)

Relation directe entre la température du corps noir (appelée température effective de l'étoile) et sa luminosité, pour un rayon stellaire donné.


• Concepts généraux: Echelles de distances

Unité astronomique (UA) : rayon moyen de l'orbite terrestre, distance moyenne entre la Terre et le Soleil (environ 150 millions de km)

Application : distance au sein du système solaire, ou au voisinage d'étoiles

Année lumière (a.l.) : distance parcourue par la lumière en une année terrestre (environ 9.5 1017 cm)

Application : distance des étoiles proches

Parsec (pc) : distance à laquelle une observateur verrait une distance linéaire d'une UA sous un angle d'une seconde d'arc, soit 1/3600 degrés (environ 3.26 a.l., ou 3.1 1018 cm) Application : distance des étoiles, et dimensions caractéristiques de régions interstellaires et d'amas d'étoiles


• Concepts généraux: Magnitude et extinction

Magnitude :

Echelle logarithmique de perception de l'éclat d'un astre. Historiquement, 6 magnitudes : les étoiles les plus brillantes étaient dites de première magnitude, et les moins brillantes perceptibles à l'oeil nu de sixième magnitude.

Deux difficultés (contre-intuitives) : (i) échelle logarithmique et (ii) inversée

Une unité de magnitude = facteur ~ 2.5 en brillance (un écart de 5 mag équivaut ~ à un facteur 100)

Cette échelle (historique) a été conservée, et pour en avoir un usage rigoureux des conventions particulières ont été adoptées.



Magnitude :

Convention adoptée : 2 étoiles différant d'une magnitude ont un rapport de brillance de 1001/5 = 2.512 ; référence de l'échelle : Vega, m = 0

Relation entre magnitude et flux (en unités physiques) :

Si l'étoile 1 est plus brillante que l'étoile 2, le rapport des flux dans le logarithme est inférieur à 1. Le second membre est donc négatif, et on a bien m1 < m2.

Cette relation équivaut à la transformation d'une échelle linéaire (flux) en une échelle logarithmique (magnitudes, perception de la brillance).



Magnitude apparente et magnitude absolue:

Perception de la brillance d'une étoile :- dépend de sa brillance intrinsèque- dépend de sa distance

Introduction de la notion de magnitude absolue, pour accéder à une comparaison directe des étoiles : magnitude d'une astre s'il était situé à une distance standard (10 pc)



Magnitude apparente et magnitude absolue:

Module de distance :



Magnitude bolométrique :

Magnitude exprimée dans tout le spectre électromagnétique, par opposition à une magnitude non-bolométrique qui n'est associée qu'à une fraction de la lumière d'un astre (dans une bande spectrale donnée)

BC : correction bolométrique, exprimant la contribution à la lumière de l'astre qui n'est pas exprimée dans la magnitude m (définie comme étant négative!)

Usuellement, lorsqu'aucune précision particulière n'est fournie, une magnitude est exprimée dans la bande visuelle (V, approximativement centrée dans la bande passante de l'oeil humain). Toutefois, des bandes dites photométriques standard ont été définies dans des domaines spectraux divers, en fonction de l'usage scientifique qui peut en être fait.



Extinction:

Atténuation l'intensité lumineuse le long de la ligne de visée :- Absorption- Diffusion

Origine : matière constitutive du milieu interstellaire

Impact de cette extinction (A) exprimé aussi en échelle de magnitude :

L'extinction est un phénomène sensible à la longueur d'onde de la lumière. On peut donc définir également une extinction associée à chaque bande spectrale considérée.



Couleur:

Le concept de couleur, en photométrie, est simplement défini comme étant la différence de magnitudes exprimées dans deux bandes distinctes

Par exemple : B – V

La couleur exprime localement la pente de l'émission de corps noir d'une étoile. La notion de couleur est donc intimement liée à celle de température effective.


• Concepts généraux: Nébuleuse de la Rosette

Halpha Halpha, + RVB

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