Propriétés Température Classification Diagramme HR Rayonnement

PropriétésTempératureClassification

Diagramme HRRayonnement

Phm - Observatoire de Lyon

Carte du ciel Stellarium

contient 500 000 étoiles

Champ de 2,5° x 2,5°et sur le ciel ►

Constellation de la Poupe, = 7h40min = -14°30’, champ : 2,5°

La lumière des astres 4

La découverte des étoiles

1609 - Galilée découvre la multitude des étoiles sur le ciel et dans la voie lactée.

Jusqu’au XIXème siècle, considérées comme d’autres soleils

1848 – Fraunhofer : spectre du Soleil

1848 – Bessel première distance

1868 – Huggins : vitesse radiale de Sirius

1864 – Huggins : analyse chimique des étoiles

1920 – Eddington propose la fusion nucléaire

1785 – Herschell premier comptage

1916 – E=mc2

Les PléiadesSidereus Nuncius (1610)


Définitions et caractéristiques

Caractéristiques des étoiles

Classification des étoiles

Diagramme HR

Intérieur des étoiles - Evolution

Rayonnement et température


Caractéristiques des étoiles


Eclat et luminosité

# Eclat apparent (E) : fraction de la puissance émise par une étoile et reçue sur une surface unité perpendiculaire à la direction de l'étoile.

E Ld

4 2

# Photométrie : mesure des quantités d'énergie transportées par rayonnement.

# Luminosité (L) : énergie lumineuse totale émise par une étoile

ObservateurSphère (surface 4 d )

2

Etoile d

L’éclat varie comme l’inverse du carré de la distance


Eclat et luminosité

L'éclat apparent est fonction– du domaine spectral utilisé pour l'observation, – de l'absorption de l'atmosphère et des filtres utilisés.

Il ne donne aucune indication sur la distance.

Unités : en Watts ou en Jansky (10-16 W . m-2 . Hz-1)

et en magnitudes

Il est faussé par l'absorption interstellaire.


Magnitudes

Les anciens répartissaient les étoiles en 6 grandeurs :- grandeur 1, les plus brillantes,- grandeur 2 un peu moins brillantes,...- grandeur 6, à peine visibles à l’oeil.

Maintenant on mesure l’éclat des étoiles dans une échelle logarithmique : la magnitude.

m E C

m mEE

te

2 5

2 5

10

2 1 102

1

, lo g

, lo g

Echelle raccordée à l'échelle des anciens loi de Pogson (1829-1891)

La vision et l’audition suivent la loi de Fechner : sensibilité logarithmique.

m = C1 log E + C2

Gustav Fechner (1801-1887)

Norman Pogson(1829 – 1891)


Echelle des magnitudes

D’où vient le facteur = -2.5 ? m E C te lo g 10

• étoiles à peine visibles de 6ème grandeur sont 100 fois moins lumineuses que celles de première grandeur.

On a donc 5 magnitudes d’écart :

m E C

m mEE

te

2 5

2 5

10

2 1 102

1

, lo g

, lo g

Valeur négative, car à une magnitude faible correspond un éclat élevé.

m mEE6 1 1 0

1

6

5

lo g

Les premières mesures photométriques donnaient approximativement :

2 5.m mEE6 1 10

6

11 05

11 0 0

2

lo g lo g


Parallaxes trigonométriques

# L'angle sous lequel on voit l'orbite de la Terre d'une étoile s'appelle la parallaxe p ou .

# Le parsec : distance à laquelle on verrait une unité astronomique (distance moyenne de l'orbite de la Terre autour du Soleil) sous un angle de 1 seconde d'arc.

dp

par sec "

1

1 parsec = 206 265 u.a.= 3,262 a.l.= 3,086 1016 m.

Première mesure de parallaxe par Bessel en 1838.

Parallaxe de 61 Cygni : 0.3 "

Etoile la plus proche : Proxima Centaurip = 0.762 "

dd

pp

Précision : Mesure à 0,005 " = 50% à 100 pc

T

S

P

d

ENe pas confondre avec les parallaxes dans le système solaire.


tan ( " ). .

( . . )1

11

u a

pc en u a

Retrouver le nombre d’u.a. dans un parsec

Par définition :

Tangente d’un angle très petit assimilable à sa valeur en radian

11

11

1pc en u a

en rad ians( . . )

.tan ( " ) "

111

3 6 0 018 0

2 0 6 2 6 5pc en u a u a( . . ) . .

Parallaxes trigonométriques

T

S

P

d

E


Système de magnitude

Les mesures d'énergie du rayonnement stellaire sont fonction :

600

trait plein : visions diurnes - trait fin : vision nocturne.

0.4

450400

0.2

500 550

0.8

0.6

1.0V

750(nm)

650

700

– domaine visible : magnitudes visuelles mV

m Ld

CBte 2 5

41 0 2. lo g

– plaque photographique magnitudes photographiques mpg ou mpv

– cellules photo-électriques et détecteurs électroniques, le domaine de sensibilité dépend de la couche sensible.

Si l'on mesure tout le flux : magnitudes bolométriques mB.

- du domaine spectral et de la sensibilité de l'appareil.- de la sensibilité de l'appareil.


Systèmes photométriques

On mesure le rayonnement dans des bandes spectrales au moyen de filtres.

600

0.5

300 400 500

U

1.0

B

700 (nm)

V

système UBV le plus simple et plus répandu :- l'ultraviolet (U 365nm, 68nm), - le bleu (B 440nm,98nm)- le visible (V 550nm, 89nm).

Un ensemble de filtres choisis forme un système photométrique.

Il existe de nombreux systèmes photométriques

Caractéristiques des filtres :

- largeur de la bande (largeur à mi-hauteur 90% du flux).

- centre de la bande passante,

Pour plus de détails, il faut faire de la spectrographie

Avec l’extension à l’infrarouge : IJKLMN


lambda

lum

inos

ité

T

Vvisible

E V

Indice de Couleurs

Un indice de couleur mesure le rapport des éclai-rements entre deux parties spectrales d’une étoile.

Les spectres des étoiles sont assimilés à des corps noirs à T.

Indépendant de la distance (un bémol avec l’absorption interstellaire).

Appelé Indice B – V : rapport flux en B (bleu) et V (visible)

Bbleu

E B

Ce rapport est transformé en magnitude.

EEB

V

ICEE

m mB

VB V 2 5. log

Intérêt de l’indice de couleur ►


Indice de Couleurs

Directement relié à la Température.

Indice B – V : rapport flux en B (bleu) et V (visible)

Soit deux étoiles de température T1 et T2

lambda

lum

inos

i té T1

T2

B

bleu visible

On mesure leurs éclairements en et V

EB1

EV2

EB2

EV1


Indice de Couleurs

T TEE

EE

B

V

B

V

1 2

1

1

2

2

En passant en magnitude, l'inégalité s'inverse :

m m m m

B V B VB V B V1 1 2 2

1 1 2 2

lambda

lum

inos

i té T1

T2

bleu visible

Les flux dans les filtres donnent :

L’Indice de couleurs est bien relié à la Température.

EB1

EV2

EB2

EV1

log logEE

EE

B

V

B

V

1

1

2

2

2 5 2 51

1

2

2

. log . lo gEE

EE

B

V

B

V


Systèmes photométriques

Le nombre d'étoiles visibles à l'oeil nu est d'environ 6000 sur toute la sphère céleste, dans de très bonnes conditions atmosphériques.

En observation, pour tenir compte des différentes sensibilités des appareils, des différents télescopes, il faut se raccorder à des étoiles Standards bien définies.

Remarque : la magnitude d'un groupe d'étoiles n'est pas la somme des magnitudes des étoiles.

Sirius : -1.46, Canopus : -0.60, Soleil : -26.78, pleine lune : -12.5

Dans le système UBV, les constantes de la formule de Pogson sont définies par rapport à l’étoile Véga prise comme référence :

V = 0, U-B = B-V = V-I = … = 0

Système double de deux étoiles identiques. Magnitude globale m. Magnitude m1 et m2 de chaque étoile ?

m m E E1 2 1 22 5 2 5 . lo g . logm E E E 2 5 2 5 2 2 5 2 5 21 1. lo g . log ( ) . lo g . lo g m m 1 0 7 5.


Magnitudes absolues

magnitude d'un objet situé conventionnellement à la distance de 10 pc.

EE

d

dpc

pc

1 0

1 02

2

m M d 5 51 0lo g

La distance d est impérativement en parsecs

m - M s’appelle le module des distances

Soleil : L = 4.79

indépendant du domaine spectral utilisé.

Quelques Magnitudes absolues :

Antarès : -4.6Proxima Centauri : 15.45.

Rapports des flux ?

FAntarès / FSoleil

FSoleil / FPr. Centauri

10 000

Antarès 100 millions de fois plus lumineuse que Pr. Centauri


Etoiles brillantes

Etoile Spectre mV MV d(pc) B-V T

Soleil G2V -27 4,79 0,66 5785

Sirius CMa A1V -1,5 1,4 2,7 0,00 9500

Arcturus Boo K2III -0,06 -0,3 11 1.23 4200

Véga Lyr A0V 0,04 0,5 8,1 0,00 10400

Rigel Ori B8Ia 0,11 -7,0 250 -0,03 12000

Deneb Cyg A2Ia 1,25 -7,2 500 0,09 9300

Spica Vir B1V 0,96 -3,6 80 -0,23 25000


Atmosphères stellaires

• La lumière sortant de l'étoile est assimilée à celle d'un corps noir à T

• L'atmosphère ou photosphère d'une étoile est la zone externe de laquelle nous recevons des photons.

• C'est la zone de formation des raies d'absorption

• commence là où la probabilité d'un photon de sortir est égale à 0,37.

• Du rayonnement en direction de l’observateur, les atomes absorbent des photons qui sont réémis dans toutes les directions, donc perdus pour l’observateur.


Atmosphère solaire - Assombrissement centre bord

La température décroît de l’intérieur vers l’extérieur.

Test pour modèle d’atmosphère solaire.

C’est l’assombrissement centre-bord.

Le rayonnement de bord sera moins intense.

La lumière venant du bord est émise par des couches en moyenne moins chaudes qu’au centre.

Le rayonnement de corps noir à T0 est plus intense que celui à Text.

Dans la photosphère

photosphère

T0 Text.

T0 > Tinter > Text.

vers l'observateur

Rayonnement bord

Rayonnement centre

vers l'observateur


Spectres des atomes ions et molécules

• Le passage d'un état à un autre peut entraîner soit l'émission soit l'absorption de rayonnement.Les raies caractéristiques d'un élément sont fonction des niveaux d'énergie.

Les atomes peuvent être neutres, ionisés ou associés en molécules.L’état de l’atome est caractérisé par des niveaux d'énergie dont la probabilité d'existence est propre à l'élément.

• Ionisation : perte de un ou plusieurs électrons des couches périphériques

• Nomenclature des atomes et des ionsAtomes neutres : H I, He I, Ca I, Fe IAtomes une fois ionisé : H II, Fe IIetc O III, Fe IV, Fe XVI,...

• Durée de vie - probabilités de transitionsRaies interdites [O III], [S II],...


Intensité des raies

L’intensité d’une raie est principalement fonction :

- du nombre d’atomes ou d’ions dans l’état de départ de la transition (absorption ou émission)

- de la probabilité de transition de la raie (mécanique quantique de l’atome ou de l’ion)

Le peuplement des niveaux est fonctions de :

- la température

- la densité.


Eléments visibles et température

La présence ou l'absence de raies spectrales est fonction de la température qui affecte :

6000

G0

Température (K)

Si IIISi IV

O5 B0

HeII

Inten

sité

HeI

Si II

F0A0

MgII

50000

H

10000

CaI

K0 M0

FeII FeI

M7

CaII

4000

TiO

3000

- les populations des niveaux d’excitation- les proportions d’un même élément dans ses différents états d’ionisation


Températures

A l'équilibre thermodynamique, milieu uniforme, toutes ces températures sont (devraient être) égales.

Concrètement dans un petit volume : équilibre thermodynamique local ou E.T.L.

température effective Te

ou température de brillance Tb.

température de couleur Tc.

température cinétique Tk.

température d'excitation Texc.

température d'ionisation Ti.

température électronique Telec.

Classification des étoiles


Classification spectrale de Harvard

• Repères historiques :

– 1814 Fraunhofer et les raies sombres solaire, raies A, B, C, etc.– 1860 Secchi identifie les raies stellaires (éléments chimiques terrestres)– 1880 Pickering à Harvard classification de 391000 étoiles dans le Henry Draper Catalogue.

Classification spectrale : similitudes et intensités de groupements de raies. Etoiles groupées en classes : A, B, C, ...

Progrès de la physique : bouleversement de la classification basée sur la température de surface.

Il ne reste plus que les types spectraux :

Classification actuelle avec sous classes A0 à A9, B0 à B9... A0 plus près de B9 que de A9...

O, B, A, F, G, K, M


Joseph von FRAUNHOFER (1787-1826)

354 raies obscures fixes les unes par rapport aux autres

Les A, B, C… des raies non rien à voir avec les lettres de la a première classification


Le harem de Pickering à Harvard pour la classification de 391000 étoilesdans le Henry Draper Catalogue


Type T(K) Caractéristiques principales

O 35 000 (O5)Etoiles bleues. Spectre d'atomes ionisés plusieurs fois : HeII, CIII, NIII, OIII, SiIV,HeI visible, HI faible

B 21 000 (B0)13 500 (B5)

Etoiles bleues-blanches. HeII disparaît, HeI (403nm) la plus fortedans la classe B2,puis s'affaiblit et disparaît à B9. La raie K de CaII devient visible à B3. HI devientplus fort. Visibles : OII, SiII, MgII.

A 9 700 (A0)8 100 (A5)

Etoiles blanches,. HI très fort à A0,domine tout le spectre, puis s'affaiblit. H et K deCaII deviennent plus fortes. HeI invisible. Raies des éléments neutres apparaissent.

F 7 200 (F0)6 500 (F5)

Etoiles jaunes-blanches. HI devient plus faible, H et K de CaII plus forte. Autresraies FeI, FeII, CrII, TiII.

G 6 000 (G0)5 400 (G5)

Etoile jaune. HI toujours plus faible, H et K très fortes à G0. Raies métalliques plusfortes et bien visibles. Raies de CN dans les étoiles géantes. Soleil G2.

K 4 700 (K0)4 000 (K5)

Etoiles jaunes-oranges. Spectre dominé par les raies métalliques. HI très faible. CaI422.7nm visible. H et K de CaII très fortes. Bande G visible. TiO apparait à K5.

M 3 500 (M0)2 600 (M5)

Etoiles rouges.Bandes de TiO fortes. CaI 422.7nm très forte. Beaucoup de raiesd'éléments neutres et raies moléculaires.

C 3000K Etoiles carbonées. Etoiles très rouges.. Raies moléculaires de C2, CN, CH. Pas deTiO. Raies spectrales comme les étoiles K et M.

N 3 000K Etoiles rouges.. Bandes de ZrO. Autres bandes YO, LaO et TiO


Type T(K) Caractéristiques principales

O 35 000 (O5) Etoiles bleues, température de surface 20 à 35000K

Spectre d'atomes ionisés plusieurs fois : HeII, CIII, NIII, OIII, SiIV, HeI visible, HI faible

B 21 000 (B0) Etoiles bleues-blanches, température de surface environ 15000K. HeII disparaît, HeI (403nm) la plus fortedans la classe B2, puis s'affaiblit et disparaît à B9.

13 500 (B5) La raie K de CaII devient visible à B3. HI devient plus fort. Visibles : OII, SiII, MgII.

A 9 700 (A0) Etoiles blanches, température de surface 9000K.

8 100 (A5) HI très fort à A0 et domine tout le spectre, puis s'affaiblit. H et K de CaII deviennent plus fortes. HeI invisible. Raies des éléments neutres apparaissent.

F 7 200 (F0) Etoiles jaunes-blanches, température de surface 7000K.

6 500 (F5) HI devient plus faible, H et K de CaII plus forte. Autres raies FeI, FeII, CrII, TiII.

G 6 000 (G0) Etoile jaune, température de surface 5500K.

5 400 (G5) HI toujours plus faible, H et K très fortes à G0. Raies métalliques plus fortes et bien visibles. Raies de CN dans les étoiles géantes. Soleil G2.

K 4 700 (K0) Etoiles jaunes-oranges, température de surface 4000K. Spectre dominé par les raies métalliques. HI très faible. CaI 422.7nm visible. H et K de CaII très fortes. Bande G visible. TiO apparait à K5.

4 000 (K5) Etoiles rouges, température de surface 4000K.

M 3 500 (M0) Bandes de TiO fortes. CaI 422.7nm très forte. Beaucoup de raies d'éléments neutres et raies moléculaires.

2 600 (M5)

L 1 300–2 000 Naines (stellaire, at aussi sous stellaire) avec des hydrures de métaux et métaux alcalins qui dominent dans leurs spectres

T ~700-1 300 Naines brunes les plus froides avec le méthane dans le spectre

Y < 600 K Ultra-naines brunes (theoretique)

C 3000K Etoiles carbonées Etoiles très rouges, température de surface environ 3000K. Raies moléculaires de C2, CN et CH. Pas de TiO. Raies spectrales comme les étoiles K et M.

S Etoiles S ont des raies de l’oxyde de zirconium in plus à (ou plus rarement , au lieu de) celles du titane

D Naines blanches. Voir tables des sous classes des Naines blanches : DA, DB, DO, DQ, DZ, DC, DX, DAB, etc

Classification de Harvard


Class Temp. Surface Couleur Couleur Masse Rayon Luminosité Raies

( kelvins ) conventionnelle apparente(masses solaires)

(rayons solaires) (bolometric) Hydrogène

O >= 33,000 K bleu bleu >=16 >=6.6 >=30,000 Faibles

B 10,000-33,000 K bleu à blanc bleu blanc bleu 2.1-16 1.8-6.6 25-30,000 Moyennes

A 7,500-10,000 K blanche blanc à bleu blanche 1.4-2.1 1.4-1.8 mai-25 Fortes

F 6,000-7,500 K jaunâtre blanche blanche 1.04-1.4 1.15-1.4 1.5-5 Moyennes

G 5,200-6,000 K jaune jaunâtre blanche 0.8-1.04 0.96-1.15 0.6-1.5 Faibles

K 3,700-5,200 K orange jaune orange 0.45-0.8 0.7-0.96 0.08-0.6 Très faibles

M <= 3,700 K rouge orange rouge <=0.45 <= 0.7 <=0.08 Très faibles

Caractéristiques des étoiles de la classification de Harvard


Spectres d'étoiles


Spectres d'étoiles


Spectres de Véga (A0V) et d’Arcturus (K2III)

Effet de la température

Spectres d'étoiles


Directement lié à la luminosité des étoiles

Classification de Yerkes

Critère : largeur des raies fortes plus ou moins élargies par effet de pression.

Type Nom Densitéatmosphère

Ia Les étoiles supergéantes les plus lumineuses très diluée

**à

**

plus dense

Ib Les supergéantes les moins lumineuses

II Géantes lumineuses

III Géantes normales

IV Sous-géantes

V Etoiles de la séquence principale (naines) plus dense


Nom Nomenclature

I supergéantes a.Ia-0 ( hypergéantes or supergéantes les plus lumineuses (addition tardive)), Exemple : Eta Carinae (spectre-particulier) Très dilué

b. Ia (supergéantes lumineuses), Exemple : Deneb (spectre : A2Ia)

c. Iab (supergéantes lumineuses intermediaires) Exemple: Betelgeuse (spectre : M2Iab)

d. Ib (supergéantes lumineuses moins lumineuses)

II géantes brillantes a. IIa, Exemple: b Scuti (HD 173764) (spectre : G4 IIa) La densité

b. IIab Exemple: HR 8752 (spectre : G0Iab:)

c. IIb, Exemple: HR 6902 (spectre : G9 IIb) croît

III géantes normales a. IIIa, Exemple: r Persei (spectre : M4 IIIa)

b. IIIab Exemple: δ Reticuli (spectre : M2 IIIab) des

c. IIIb, Exemple: Pollux (spectre : K2 IIIb)

IV sous géantes a. IVa, Exemple: ε Reticuli (spectre : K1-2 IVa-III) supergéantes

b. IVab

c. IVb, Exemple: HR 672 A (spectre : G0.5 IVb) aux

V séquence principale a. Va, Exemple: AD Leonis (spectre : M4Vae)

(naines) b. Vab naines

c. Vb, Exemple: 85 Pegasi A (spectre : G5 Vb)

d. Vz, Exemple: LH10 : 3102 (spectre : O7 Vz), située dans le Grand Nuage de Magellan blanches

VI sous naines Les sous naines sont généralement représentées avec un préfixe sd ou esd (extrême sous naines) devant le spectre.

a. sd, Exemple: SSSPM J1930-4311 (spectre : sdM7)

b. esd, Exemple: APMPM J0559-2903 (spectre : esdM7) Très dense

VII naines blanches Naines blanches sont représentées avec le préfixe wD ou WD

Classification de Yerkes


Effet de la pression

HD 223385 A2I

Aurigae A0pIII

2 Geminorum A2V

Raie H

Spectres d'étoiles


Etoiles brillantes

Etoile Spectre

Soleil G2V

Sirius CMa A1V

Arcturus Boo K2III

Véga Lyr A0V

Rigel Ori B8Ia

Deneb Cyg A2Ia

Spica Vir B1V

Soleil CMa Boo Lyr Ori Cyg Vir

Diagramme HR


Diagramme HR

Classer les étoiles

par leur luminosité en fonction de la température.

Hertzsprung (1873-1967)1911 - Etoiles d'amas (même distance)

Russel (1877-1957)1913 – Etoiles proches de distances connues


Températures par analyse spectrale

Magnitudes absolues par mesures photométriques et parallaxes.

Remarques : • les abscisses décroissent de gauche à droite,• les ordonnées décroissent de bas en haut.

En abscisses :Température = Classe spectrale = Indice (B-V)

Diagramme HR


Instantané d’une population

Durée de vie des étoiles : 1010 ans

Durée de vie d’un homme : 102 ans

Rapport : 108

Ce qui correspond à 0,1 seconde d’une vie humaine.

Le diagramme permet d'observer les étoiles

- qui restent longtemps dans des états stables

- qui sont nombreuses à un stade d’évolution.

Diagramme HR


Premier Diagramme HRde Hertzsprung


Distances des étoiles

Evaluer la distances des étoiles, c’est nous placer dans l’Univers.

Evaluer les distances par triangulation :méthode des parallaxes trigonométriquesUnité des astronomes : le parsec (3 1013 km, 206265 u.a.)

Permet de mesurer correctement jusqu’à 500 pc.Seule méthode directe de mesure des distances des étoiles !

et pour mesurer plus loin : les parallaxes spectroscopiques

avec les magnitudes absolues m - M = 5 log d - 5

les étalons secondaires : étoiles remarquables (céphéides, RR Lyrae,...)

Pour fausser le jeu : l’absorption interstellaire

... Loi de Hubble


Distances des amas d’étoiles

Deux grands groupes d’amas d’étoiles :

log d m M

51

! amas ouverts

! amas globulaires

La relation du module des distances est constante pour toutes les étoiles de l’amas

L’ajustement sur un diagramme HR conventionnel permet de trouver ce module puis la distance.


Diagramme HRd = 10 parsecs


Diagramme HRAmas M11

Superposons les deux graphiques

Même échelle en abscisses et ordonnées


Diagramme HRAmas M11 et M67

Superposons les deux graphiques

Même échelle en abscisses et ordonnées

Supposons l’amas 10 fois plus près.

magnitude d’une étoile de l’amas

m E C te 2 5 10, lo g

m E C te' , lo g 2 5 10 1 01 0

m E C te' , lo g 2 5 510

m m C te' 5

Tous l’amas est décalé vers le haut de 5 magnitudes.


Diagramme HRAmas M11

Décalage des ordonnées :

13 magnitudes

Pour chaque étoile de l'amas :

m - M = 13

m - M = 5 log d - 5

d = 4000 pc

pamas = 0,00025 "


Hipparcos

Résultats :Mesure les positions de 118 000 étoiles, précisions 0,001 seconde d’arc (”)

Catalogue Tycho : 1 000 000 d’étoiles à 0,005 ”

Nombre d’étoiles de distances connues × 100.

Précision × 10

Distance atteinte × 20.

erreur sur la distance : dd

pp

A 500 pc : distance connue à 50 % près Rayon de la Galaxie : 15 kpc.

Satellite dédié à l’Astrométrie pour mesurer les positions d’étoiles les parallaxes les mouvements propres

lancé en 1989, observa jusqu’en 1993.

dp pc

1

( )De la relation parallaxe


Gaia Satellite astrométrique

Lancement en décembre 2012 pour une mission de 5 ans

Orbite: à 1,5 million de km, dans la direction opposée Soleil (point de Lagrange L2).

Précision attendue : 10 mas à V = 15 (mas milli arc seconde)

D'Hipparcos à GAIA

• plus d'un milliard d'étoiles dans toute la Galaxie, et au-delà.• jusqu'à la magnitude 20-21• 220 millions jusqu’à 27 000 pc• photométrie en 15 couleurs• vitesses radiales• 1 à 10 millions de galaxies• 500 000 quasars• 100 000 à un million d'astéroïdes• ~ 30 000 exo-planètes

Observations


Luminosité des étoiles

# Dans le diagramme HR, la luminosité d’une étoile ou son énergie totale rayonnée est connue.

M MLL*

*, lo g

2 5

Unité : Luminosité solaire L = 3,8 1026 W.

Le diagramme HR peut être en ordonnées, directement gradué en luminosités solaires.

# Inversement dans le diagramme HR, le placement d’une étoile par ses caractères spectraux donne sa distance.


Analyse chimique - abondances des éléments

L’analyse spectrale permet de déterminer la composition des atmosphères stellaires et plus difficilement, l’abondance de chaque élément.

L’analyse est difficile : complexité des spectres, mélange des raies des éléments (blend), superposition de couches atmosphériques à différentes températures, etc

Pour simplifier les modèles, on regroupe les abondances en trois catégoriesX l’abondance en hydrogèneY l’abondance en héliumZ l’abondance en métaux (tous les autres éléments)

Les mesures sont stockées dans des banques de données pour servir aux calculs de modèles de structure interne.


Abondance des éléments

Fonction des conditions à la formation de l’Univers

H, D, He, Li, Be

- tous les éléments de He à Fe

Puis de la nucléosynthèse au sein des étoiles

Et du phénomène de spalliation lors des explosions de supernovae

- éléments au-delà de Fe


Rayons des étoiles

Les étoiles rayonnent comme des corps noirs :

L R T 4 2 4

T : Température effective.

Relation linéaire entre M et log T pour un rayon R constant.

Echelles logarithmiques

M MRR

TT1 2

1

2

1

2

5 1 0 0

log . lo g

M = -10 log T – 5 log R + Cte

y = a x + b

Pour deux étoiles :

Echelle des rayons de 1 à 106

Relation linéaire entre M et log R pour une température constante.


Relation Masse - Luminosité

Relation empirique

lo g lo gL M 4

relation non anodine : doubler la masse = 30000 fois plus d’énergie rayonnée.

Base théorique :le débit d’énergie - fonction de la masse de l’étoile - conditionne le taux de réactions nucléaires en son centre.

construite à partir des premières mesures des étoiles

! la luminosité, donc la distance! les masses par l’observation

d’étoiles doubles

Ajustement approximatif


Etoiles doubles

Mouvements képlériens

M MG P

a a

a M a M

1 2

2

2 1 23

1 1 2 2

4

a1 et a2 : demi-grands axes des orbites autour du centre de gravité

M M AP

A a a

1 2

3

2

1 2

Suivant leurs espacements angulaires on distingue ou non les deux composantes :• Binaires visuelles• Binaires astrométriques• Binaires spectroscopiques• Binaires à éclipses

Les étoiles doubles sont très nombreuses : au moins 60%.

P : période du mouvementG : constante de la gravitation 6,67 10-11 N m2 kg


Une binaire célèbre :

Sirius = a Canis Majoris

Sirius B : naine blanche

Sirius A : étoile A0V

Vue par Léon Foucault dans le premier télescope parabolique de 80 cm en 1862 (découverte en 1861 par Alvan Clark)

http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/f/f3/Sirius_A_and_B_Hubble_photo.jpg


Binaires spectroscopiques

Spectre de 6 Arietis à deux moments de sa période

Les observations permettent de déterminer les éléments de l’orbite (au sinus de l’inclinaison près)

période, demi-grand axe, ellipticité... et les masses.


Binaires à éclipses ou binaires photométriques

Le plan de l’orbite est dans la ligne de visée.

S’observent par leur courbe de lumière

Elles sont aussi binaires spectroscopiques.

Tous les éléments de l’orbite sont alors connus, ainsi que les rayons des étoiles.


Masses des étoiles

Un nombre relativement restreint de masses stellaires sont connues.

Etoile MA/MÀ MB/MÀ Etoile MA/MÀ MB/MÀ

0 Cas 0,94 0,58 Procyon 1,76 0,6522 Eri B, C 0,45 0,21 . Her 1,07 0,78> Boo 0,85 0,75 85 Peg 0,82 0,870 Oph 0,90 0,65 Ross 614 A,B 0,14 0,08" Cen A, B 1,08 0,88 Fu 46 0,31 0,25Sirius 2,28 0,98 L 726-8 0,044 0,035Krü 60 0,27 0,16

L’échelle réelle des masses va de 0,01 masses solaires à 100 masses solaires (?).


Catalogues

L’astronomie pour classer, répertorier les données et observations des objets célestes a besoin de catalogues.Catalogues de positions, de spectres, de mesures photométriques, de classement d’objets particuliers...

de la première partie

. . . . . FIN

Documents

Propriétés Température Classification Diagramme HR Rayonnement