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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