LA LUMIERE PORTEUR D 'INFORMATIONS Daniel Bonneau OCA-GEMINI école d'astronomie de Porquerolles 2005 ©Serge Brunier © Philippe MARRONPhilippe MARRON

LA LUMIERE PORTEUR D 'INFORMATIONS

Daniel Bonneau OCA-GEMINI

école d'astronomie de Porquerolles 2005

©Serge Brunier © Philippe MARRON

mailto:[email protected]

LA LUMIERE PORTEUR D 'INFORMATIONS


Qu’est-ce que la lumière?o propagation de la lumièreo nature ondulatoireo le spectre électromagnétique, la transparence de l’atmosphère terrestreo nature corpusculaire

D’où vient la lumière ?o rayonnement thermique, relation entre les flux lumineux, albédoo Corps Noir, spectre du rayonnement thermiqueo les spectrographe, les spectres lumineux o la lumière émise par les atomes

Notion de photométrieo éclairement o magnitudes stellaires: apparente, absolue, bolométriqueo indices de couleurs

Spectroscopie et photométrie, outils de base de l’astrophysiqueo La température des astres révélée par leur spectreo La composition chimique des astres révélée par leur spectreo Les propriétés physiques révélée par leur spectre

école d'astronomie de Porquerolles 2005 1


Qu'est-ce que la lumière ?

La lumière à notre regard


Principe de la propagation rectiligne de la lumière notion de "rayon" , de "pinceau" ou de "faisceau" lumineux

La propagation de la lumière

Lois de Descartes (1596-1650) Le rayon réfléchi et le rayon réfracté sont dans le plan d’incidence Les angles d’incidence et de réflexion sont égaux et de signes contraires Pour chaque lumière monochromatique, les sinus des angles d’incidence et de réfraction sont dans un rapport constant.

i1 = angle d’incidence

i’1 = angle de réflexion

i1 = - i’1

i2 = angle de réfraction

n1 et n2 = indices de réfraction

= n2,1 =

n =

V = vitesse de la lumière dans le milieu

c = vitesse de la lumière dans le vide

ii2

1

sinsin

nn

1

2

Vc

Réfraction, Réflexion

Plan d’incidence


Milieu Indice de réfraction Vitesse de la lumière (m/s)

Vide 1 299 702 547

Air 1,0003 299 702 547

Eau 1,33 225 407 863

Verre 1,5 à 1,8 166 551 366 à 199 861 164

Diamant 2,42 123 881 181

Indice de réfraction et vitesse de la lumière

Réfraction chromatique de la lumière par un prisme

Dispersion de la lumièreNewton (1672) : La lumière blanche se décompose en lumières colorées

La propagation de la lumière


nature ondulatoire de la lumière

Diffraction de la lumièreLa lumière ne se déplace pas toujours en ligne droite!

Diffraction de la lumière à travers une ouverture circulaire

Diffraction de la lumière par un bord d’écran rectiligne

Huygens (1629-1695): la lumière est constituée de particules dont le mouvement oscillatoire se transmettent de proche en proche. L’ensemble des particules qui vibrent ensemble constituent une ondelette.

Double réfraction de la lumière dans les cristaux


Les anneaux de Newton (vers 1700)

Franges annulaires apparaissant au contact de surfaces de courbures différentes.

e

R

r

Anneaux sombres e r2 / 2R = k /2

Mais aussi… Franges de coin d’air Irisation des bulles de savon

Interférences lumineusesL’addition de lumières peut conduire à l’obscurité !



Les franges d’Young (vers 1800) Franges rectilignes apparaissant sur un écran éclairé par une source monochromatique à travers deux fentes fines.

D

d

F

i= F/D= F/d



La polarisation de la lumière, Etienne Malus (1808)

Mise ne évidence de la polarisation de la lumière par réflexion

Réflexion de la lumière sur deux miroirs de verre Angles d’incidence = 57°

Le faisceau réfléchi sur le 2ème miroir d’éteint quand les deux plans d’incidences sont perpendiculaires

Mais aussi… polarisation par double réfraction dans les cristaux

Polarimètre de Nörremberg




V

c

cc

0

RE

VRAD= -VVRAD= +V

VRAD= 0

0

0 E

0R

0

0obs

cV rad

Effet Doppler – Fizeau

Effet de changement de la fréquence d’émission d’une source en mouvement découvert pour le son par Christian Doppler en 1842 puis pour la lumière par Hippolyte Fizeau en 1848.

source en mouvement lumière émise à une longueur d’onde 0

vitesse de la source V observateur

la longueur d’onde observée dépend de la vitesse relative (vitesse radiale) de la source

=


Théorie électromagnétique de Maxwell (1864)

longueur de l'onde = fréquence =

célérité dans le vide c 300000 km/s

x = c

Champ électrique (E )

Champ magnétique (B)

Lumière = vibration transversale



I. New

ton (v

ers 18

00)

H. Hert

z (18

87)

W. C

. Rön

tgen (

1887

)

P. Vill

ard (1

900)

J. W

. Ritt

er (1

801)

Le spectre électromagnétique

Distinction arbitraire, liée à la technique


La transparence de l’atmosphère terrestre

12


découverte de l’effet photoélectrique, Hertz (1887)

nature corpusculaire de la lumière

L’éclairage de la plaque métallique par la lumière de l’arc électrique produit l’apparition de charges électriques qui se traduisent par la déviation de l’aiguille de l’électroscope.

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étude de l’effet photoélectrique, Philipp Lenard (1902)


La lumière arrache des électrons à la surface de la cathode. Ces électrons sont attirés par l’anode ce qui crée un courant électrique dans le circuit.

L’intensité du courant électrique est proportionnelle à la puissance du faisceau lumineux.Le coefficient de proportionnalité dépend de la nature du métal qui constitue la cathode.

L’énergie des électrons émis dépend uniquement de la fréquence du rayonnement pas de son intensité.

Dispositif de mesure de l’effet photoélectrique

+

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L'effet photoélectrique et la notion de photon

Le quanta de lumière = photon, Einstein (1905)Un photon associé à une onde de fréquence possède une

énergie

E = h . h = constante de Planck = 6.62 10-34 J.s


0 = c / 0 fréquence de seuil La fréquence de seuil dépend du métal utilisé

Cesium

Potatium

Barium

Zinc

Cuivre

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Interaction lumière - matière

Transparence et opacitéMilieu transparent = milieu qui transmet intégralement le rayonnement incidente

Milieu opaque = milieu ne transmettant pas le rayonnement incident.

ÉmissionUn corps porté à une certaine température convertit son énergie interne (énergie microscopique) en rayonnement électromagnétique; il émet cette énergie (rayonnement).

Flux d'émission Femi = énergie rayonnée par unité de surface et de temps.

AbsorptionUne partie de l’énergie du rayonnement reçu par un corps est transformée en énergie interne.

Flux absorbé Fabs .

Réflexion et diffusionAu lieu d'être absorbé, le rayonnement incident peut être directement renvoyé:

La réflexion: Le renvoi obéit aux lois de l'optique géométrique.La diffusion: Le renvoi se fait dans toutes les directions

Le rayonnement réfléchi ou diffusée a la même fréquence que l'onde incidente. La somme de ces deux flux est notée Fref .

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Relation entre les flux lumineux, notion d’équilibre radiatif

Flux incident

Finc = flux surfacique du rayonnement incident en un point de la surface du corps

Le flux incident est soit réfléchi-diffusé, soit absorbé.

Finc = Fref + FabsFlux partant

Fpar = flux surfacique partant du corps est la somme du flux émis et du flux réfléchi.Fpar = Fref + Femi

Équilibre radiatifcorps opaque est en équilibre radiatif avec le rayonnement qui l'entoure, s'il n'emmagasine pas d'énergie ou n'en perd pas.

Fpar = Finc et Femi = Fabs

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La notion d’Albédo

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Terre

Lune

Mars

Terre (0.35)Continents : 0.10 – 0.40 (0.35)Oceans: 0.05 –0.30 (0.25)Nuages: 0.40 – 0.90Neiges: 0.60 – 0.85

Mars (0.15)

Lune (0.07)

coefficient d'absorption = rapport entre le flux absorbé et le flux solaire incident.

a = Fabs / Finc

a dépend de la longueur d'onde du rayonnement incident.

albédo de la surface = rapport entre le flux réfléchi et le flux solaire incident.

A = Fref / Finc = 1 – a(=0.6m)


Définition du Corps Noir

Le Corps Noir

Le corps noir est par définition un corps absorbant intégralement les radiations qu'il reçoit.Le flux réfléchi est donc nul et le flux partant est seulement constitué du flux émis.

Fref = 0 et Fpar = F emi

D’où vient la lumière?

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Le spectre du Corps Noir

h = 6.63 10-34 J.s : constante de Planck

k = 1.38 10-23 J/s : constante de Boltzmann

c = 300 000 000 m/s : vitesse de la lumière

λ (m): longueur d'onde

T (K): Température

20

La loi de Planck (vers 1900)Flux émis F par un corps noir de température T.

Énergie émise par un élément de surface dS, dans une direction d, dans une intervalle de temps dt et un intervalle de longueur d’ondes d:

I() = Luminance spectrale énergétique ou intensité monochromatique

dF = I() dS dt d d

I() = (2hc2 / 5) / [ehc/kT – 1 ]


la loi de Rayleigh-Jeans

Dans le domaine des grandes longueurs d'onde, lorsque >> hc / kT,

l'exponentielle peut être remplacée par l'approximation :

ehc/kT 1 + hc/kT

et la loi de Planck se simplifie sous la forme:

I() 2 ckT/4

Cette approximation est utilisable dans le domaine des longueurs d’ondes

infra-rouge et radio.




22

Terre

Soleil

La loi de Planck montre que le rayonnement du Corps Noir est le même dans toutes les directions: il est isotrope.

Les spectres du Corps Noir à différentes températures se présentent comme des courbes ayant la même forme s’emboîtant les unes dans les autres.



Relation température – couleur : Loi de Wienlongueur d'onde du flux est maximal en fonction de la température du CN.

Objet T (K) (m)

Soleil 5770 0.52

Terre 300 10

Le soleil rayonne dans le « visible » alors que la Terre rayonne dans « l’infrarouge ».

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max T = Cte 3000 m.K


Énergie totale rayonnée par un Corps Noir : Loi de Stephan

Constante de Stephan: = 5.67 10-8 W.m-2.K4

Femi = I() d = T4

λ

0λ



Le spectrographe

Détecteur

Lentille collimatrice Lentille objectif

Trou ou fente d’entrée

Schéma de principe du spectrographe à prisme

prisme

Spectrographe du XIXème siècle

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Le spectre solaire de Fraunhofer

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Joseph von Fraunhofer (1814)découvre des raies sombres dans le spectre solaire

Ident. élément (Å)

C, H H I 6562.8

D1

D2

Na I5892.9

5889.9

b1

b2

b3

Mg I

5183.6

5172.7

5167.3

F, H H I 4861.3

d Fe I 4383.6

G’, H H I 4340.5

g Ca I 4226.7

H, H H I 4101.7

H Ca II 3968.5

K Ca II 3933.7

Anders Ångström (1869) identifie ces raies et mesure leur longueur d’onde


Les spectres lumineux

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Spectre d’émission

Spectre d’absorption

Spectre continu

Les lois de Kirchhoff (1859)

un gaz à pression élevée, un liquide ou un solide, s’ils sont chauffés, émettent un rayonnement continu qui contient toutes les couleurs.

Un gaz chaud, à basse pression, émet un rayonnement uniquement pour certaines couleurs bien spécifiques: le spectre de ce gaz présente des raies d’émission.

Un gaz froid, à basse pression, s’il est situé entre l’observateur et une source de rayonnement continu, absorbe certaines couleurs, produisant ainsi dans le spectre continu des raies d’absorption. Ce gaz absorbe les mêmes couleurs qu’il émettrait s’il était chaud.


Identification des éléments chimiques par leur spectre

N

He

Ca

Fe

Les spectres lumineux


L’atome de Bohr

Lumière émise par les atomes

L'électron n'est pas localisé en un point

L'électron n'a pas de trajectoire mais est présent dans un volume appelé orbitale

On ne perçoit qu'une probabilité de présence pour un point donné de l'espace.

L’atome « moderne »

électrons (charge -) en orbite autour d’un noyau constitué de protons (charge +)et de neutrons.

chaque orbite correspond à un niveau d’énergie de l’atome.

émission ou absorption de lumière quand un électron change d’orbite

noyau

électron

E1 E2 E3 E4

Émission d’un photon h = E4 – E3

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État fondamental

Ionisation

Én

ergi

e

Série de Lyman

Départ : 1 sArrivée : n>1 p

L 1215 Å – limite 915 ÅUltraviolet

31

Lumière émise par l’atome d’hydrogène


État fondamental

Ionisation

Én

ergi

e

Série de Balmer

Départ : 2 pArrivée: n>2 s

H 6562 Å – limite 3646 ÅVisible

32



État fondamental

Ionisation

Én

ergi

e

Série de Paschen

Départ : 3 sArrivée : n>3 p

P 18751 – P 8862 ÅInfrarouge proche

33




Atomes autres que l’hydrogène Pour les atomes qui possèdent plusieurs électrons, la structure en niveaux d’énergies est plus complexe. Les électrons se répartissent en ’’couches’’ et ’’sous-couches’’ d’énergies différentes.

Il y a émission ou absorption de lumière quand il y a transition d’un électron d’un état d’énergie à un autre.

Atomes regroupés en molécules Une molécule étant un assemblage d’atomes, les électrons de chacun d’eux se répartissent sur des niveaux d’énergies propre à la structure moléculaire.

Il y a émission ou absorption de lumière quand il y a transition entre les différents niveaux d’énergie notamment quand la molécule se déforme sous l’effet de vibrations ou de la rotation.

Gaz constitué par un mélange d’éléments chimiques différents Le spectre absorbé ou émis est la superposition des spectres des différents éléments.

Spectre de vibration-rotation de la molécule O2 dans l’atmosphère terrestre


Doppler thermique

ailes Stark

noyau Doppler

profil gaussien

profil Voigt

profil des raies spectrales

Effets intrinsèques

Largeur naturelle ~ 0.0001 A 1/ tvie avec tvie ~10-8 sProfil lorentzien

Élargissement Doppler thermique ~ 0.5 A √ (T/m)Profil gaussien

Élargissement "Stark" par collision >10 A densité . section de collisionProfil "plutôt" lorentzien (Holtsmark)

L’analyse du profil de la raie permet de déduire les propriétés physiques « microscopiques » du milieu dans lequel se forme le spectre: température, densité

35



Causes extérieures

Élargissement Doppler dynamique rotations, expansions, etc. de 0 à >1000Å v/c où z

Élargissement par levée de dégénérescencechamp magnétique (effet Zeeman), etc. ~ 1Å champ magnétique

Élargissement instrumental

= résolution min (1/dimension du réseau-échantillonnage)

L’analyse du profil de la raie permet de déduire les propriétés physiques « macroscopiques » du milieu dans lequel se forme le spectre: propriétés dynamiques, champ magnétique

profil des raies spectrales


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Notions de photométrie

Terred = distance à la source

Éclairement = quantité de lumière reçue en 1 sec sur 1 m²

E = Ls / 4.d²

(en W.m²)

SourceFs = flux émis en 1sec par unité de surface Ls = luminosité = énergie totale rayonnée en 1 sec dans toutes les directions = 4 R2 Fs

Ts = température de surface de la source Rs = rayon de la source Surface unitaire normale au rayonnement

de la source

Ls

Rs d

Ts

Terre

Source

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Magnitudes stellaires

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Les systèmes de magnitudes sont l’héritage de la classification des étoiles selon leur brillance apparente à l’œil utilisée par les astronomes de l’antiquité.

Cf: les six classes de grandeur de Hipparque, 2ème siècle avant J.C.:première grandeur étoiles visibles juste après le couchantsixième grandeur les étoiles à la limite de la perception durant la nuit

La magnitude est une mesure relative de l’éclairement produit par une source lumineuse.

Magnitude apparentePogson (1856) : quantification de la classification par une loi logarithmique

différence de 5 grandeurs rapport de 100/1 des éclairementsIl crée le terme de magnitude (notée m, du latin magnitudo = grandeur, puissance), pour éviter la confusion avec le concept de dimensionLoi de Pogson

m = -2,5 log E + k

A une augmentation de magnitude correspond une diminution de l’éclairement Cette échelle attribue aux étoiles très brillantes des magnitudes négativesLa constante k a été arbitrairement fixée en affectant une magnitude déterminée à une étoile prise comme référence.Pour deux étoiles A et B on a:

mA - mB = -2,5 log EA / EB

L’éclairement d’ne étoile de magnitude 6 est 100 fois plus faible que celui d’une étoile de magnitude 1.Une différence de n magnitudes correspond un rapport de 2,5n des éclairements.



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Magnitude apparente indication que sur l'éclat apparent d’une astre

o elle ne tient pas compte de la distance de l’astre observé

o elle ne permet pas de comparer ses propriétés à celles d'autres astres

Magnitude absolue

Afin de comparer la luminosité intrinsèque des étoiles, on définit une échelle de magnitude absolue qui correspond à la magnitude apparente de l'astre s'il était placé conventionnellement à une distance de 10 parsecs.

Le parsec (contraction de parallactic second) est la distance à laquelle on "voit" le demi-grand axe de l'orbite terrestre sous un angle de 1«

1 parsec (pc) = 3.086 1016 m = 3,26 a.l = 206 265 UA.

L’éclairement E d’une source lumineuse à la distance d varie comme 1/d2

On en déduit la relation: m - M = 5 log d – 5


40


Module de distance

(m - M) = la différence entre magnitude visuelle et magnitude absolue

calcul de la distance d'un astre si l'on connaît la magnitude absolue

calcul de la magnitude absolue si l'on connaît la distance.

quelques exemples:

Par définition, le module de distance est nul pour une distance de 10 parsecs;

il vaut 5 pour une distance de 100 pc et 10 pour 1 kpc.

Il vaut 18.5 pour les Nuages de Magellan; 24.1 pour la galaxie d’Andromède.


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Les systèmes de magnitudes

m = -2,5 log E + k

o la définition de la magnitude dépend de la façon de mesurer l’éclairemento historiquement:

œil humain magnitudes visuelles mv plaque photographique magnitudes photographiques mpg

o Actuellement:

systèmes de filtres standards auxquels sont associés des magnitudes.Dans chaque système, il faut fixer la valeur de la constante k avec un ensemble d'étoiles de référence.

m0 = -2,5 log E(0)/ E0 = -2,5 log E(0) + k0

la constante k0 définit la magnitude zéro du système photométrique.


42


1 Jy = 10-26 Wm-2Hz-1

Les systèmes de la photométrique standard

U BV

RI

KHJ L

M



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La magnitude bolométrique

La magnitude bolométrique apparente mesure la somme de l’éclairement reçu à toutes les longueurs d’ondes.

mbol = 2.5 log

ebol = 2.52 10-8 Wm-2

mbol mesure de la luminosité L d’une source rayonnant de façon isotrope placée à la distance d

mbol = 0.25 + 5 logd – 2.5 log L/L

avec L = 3.827 1026 WA l'aide de récepteurs thermoélectriques au sol et embarqués, on peut mesurer l'énergie totale rayonnée sur l'ensemble du spectre électromagnétique.

Correction bolométrique

BC = mbol - mV

C’est la correction (toujours négative) qu’il faut apporter aux magnitudes apparente et absolue pour rendre compte du rayonnement total de l’étoile.

Ces corrections sont tabulées en fonction de la température.

e

de

bol

0)(


Les indices de couleur

• Différence entre des magnitudes mesurées dans divers domaines spectraux,

m2 - m1

exemples: (U - B), (B - V), (V - K), (K - L)

source lumineuse assimilée à un Corps Noir la comparaison des indices de couleurs

permet de comparer les éclairements à

deux longueurs d’ondes et d’en déduire

la température de la source.


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Hypothèse: l’espace est parfaitement transparent.

Problème de l’absorption interstellaire !

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Photométrie et spectroscopie outils de base de l’astrophysique


L’astrophysique est née au moment ou les astronomes ont compris qu’ils pouvaient déduire les propriétés physique et chimique des astres qu’ils observaient à partir de la mesure et de l’analyse des propriétés de leur lumière.


Couleur et température des étoiles

Constellation d’Orion

Betelgeused = 200 pc

Supergéante rougeTeff = 3000 K

Rigeld = 250 pc

Super géante bleueTeff= 10000 K

En première approximation:

lumière stellaire ~ rayonnement du Corps Noir

Loi de Wien

Couleur des étoiles Température de surface

T = 2900 / max

Loi de Stephan

Luminosité stellaire Taille des étoiles

L = S T4

Surface de l’étoile de rayon R: S = 2 R2


Étude des étoiles par la photométrie

49

Distance, magnitudes, luminosités et température des étoiles les plus brillantes


La température effective paramètre stellaire fondamental

Loi de StephanHypothèse: une étoile est une sphère de gaz rayonnant comme un Corps Noir

Fbol = Teff 4

Luminosité stellaire et Rayon stellaire

L = Fbol 4R 2

Flux apparent et diamètre angulaire

fbol = Fbol R 2 / d 2 = Teff 4 2 / 4

R = d (fbol / Teff 4 )1/2 R/R = 107.47 d

= constante de StefanFbol = flux bolométrique = flux total émis par unité de surfaceTeff = température effective = température du CN qui rayonne comme l’étoile

L = luminosité = quantité totale d’énergie rayonnée par l’étoile R = rayon stellaire

= diamètre angulaire de l’étoile (en seconde de degré)d = distance de l’étoile (en parsec)

50


La température effective paramètre stellaire fondamental

51


Étude des étoiles par la photométrie

52

Diagramme H-R de l’amas globulaire M3

Poussières circumstellaire autour d’une étoile jeune HD 100546 B9 Vne Teff 10500 K L = 36 L d = 103 pc

Mesure photométriques

Spectre théorique

Étoile poussières circumstellaire

Image en bande KOA ADONIS 3.60m ESO


La grande variété des spectres stellaires

les spectres stellaires du père Secchi, Observatoire du Vatican (1863 à 1868)

Le spectrographe Les quatre types de spectres

La spectroscopie en astronomie

53


W. Huggins vers 1890Spectrographe à prismes au foyer de la lunette de 38 cm de l’observatoire de Tulse Hill

OHP vers 1995Spectroscope ELODIE au foyer du télescope de 193 cm


54


Étalonnage des longueurs d’onde dans le spectre stellaire• spectre de référence (arc au Fer, lampe à décharge (Argon, Néon, Thorium)

Identification des raies stellaires • repérage de la longueur d’onde de chaque raie • identification de chaque raie au moyen de tables donnant les longueurs d’ondes des raies atomiques et moléculaires

• comparaison du spectre stellaire avec un spectre calculé au moyen d’un modèle d’atmosphère stellaire (température, gravité, composition chimique)


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La classification spectrales

H

Classes de températures Les standards: types O, B, A, F, G, K, MLes particulières: étoiles carbonées (type C (R,N)), étoiles types S, étoiles de Wolf-Rayet (WC, WN), étoiles naines blanches (D0, DA, DB, DF)…

Classes de luminosité: naine, géante, supergéanteIV, V, VI, III, II, I, Ib, Ia


Le spectre révélateur de la complexité des astres

Étoile Be classique

Étoile Be binaire

652 nm 689 nm

Super Novae 1987A dans le Grand Nuage de Magellan


Spectre d’une nébuleuse gazeuse

NGC 3372Nébuleuse de eta Carinae

Le spectre révélateur de la complexité des astres


Analyse du profil des raies spectrales: détermination des abondances

Courbe de croissance

Log W/ = logA + log gi f + mod

log gi f

W = Largeur équivalente

W

I

Analyse spectroscopique mesure de W pour les raies en absorption d’un même élément chimique.

Modèle d’atmosphère stellaire calcul de W en fonction de paramètres caractérisant les raies spectrales (, gi, f), des paramètres du modèle (température Teff, gravité log g, micro turbulence ) et de l’abondance de l’élément chimique A.

La détermination de la composition chimique des astres est fondamentale pour l’étude de leur formation et de leur évolution. L’abondance d’un élément chimique mesure sa quantité relative à celle de l’hydrogène, A = NA / NH.

Méthode de la courbe de croissanceLa courbe de croissance relie la largeur équivalente de raie W au nombre des atomes responsables de la raie


Analyse du profil des raies spectrales: détermination des abondances

Méthode de l’utilisation directe du profil de raie

spectroscopie tracé du spectre observé de l’étoile.

Modèle d’atmosphère stellaire calcul du spectre théorique Ical () en fonction des paramètres physiques du modèle (température Teff, gravité log g, micro turbulence ) des paramètres caractérisant les raies des différents éléments chimiques et leurs abondances A = NA / NH.

Spectre observé

Spectre calculé

inte

nsi

té

Longueur d’onde


Composante radiale du Mouvement propre

Mesure de la longueur d’onde d’une raie déplacée par effet Dopler-Fizeau.Comparaison avec la longueur d’onde du laboratoire.

Vitesse de l’étoile projetée sur la direction de visée

/ λ0 = Vr / с = z

Vt Vr

Vabs

X

Y

Z

Vr = 200 km/s

Vr = 2250 km/s

61

Analyse du profil des raies spectrales: effets dynamiques


Étoile double spectroscopique

Mesure des variations périodiques de la position des raies spectrales induite par un mouvement orbital autour du centre de masse du système.

Effet Doppler-Fizeau dans le spectre d’une étoile doubleSpectre de l’étoile 1Spectre de l’étoile 2

Étoile 1

1

2

3

G

G

Etoile 2

VR1

VR2

G

VR

tP

K1 K2V0

Courbe de vitesse radiale

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Rotation stellaire

Chaque région du disque stellaire présentant une même vitesse parc rapport à l’observateur donne une raie spectrale décalée par effet Doppler-Fizeau.Ceci se traduit par un élargissement de la raie observée.La mesure de la largeur de la raie permet d’estimer la vitesse de rotation de l’étoile projetée sur la ligne de visée.

Vpro = Vrot sin i = FWHM / 2

63


Rotation stellaire

FWHM

Spectre observé

1

IR/2

IR


Rotations, expansions, d’une enveloppe circumstellaire

L’analyse du profil d’une raie permet de déduire des paramètres morphologiques de l’enveloppe

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Champ magnétique stellaire

Élargissement par levée de dégénérescence des niveaux d’énergie atomique sous l’effet d’un champ magnétique (effet Zeeman).

Champ magnétique solaire

Dédoublement des raies sous l’effet du champ magnétiqueEtoile HD 32633 0,5 Å H 50000 G

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Analyse du profil des raies spectrales: effets physiques


L’univers révélé par la lumière

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Pb: pollution du ciel nocturne par les lumières humaines

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