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LA LUMIERE PORTEUR D 'INFORMATIONS
Daniel Bonneau OCA-GEMINI
école d'astronomie de Porquerolles 2005
©Serge Brunier © Philippe MARRON
LA LUMIERE PORTEUR D 'INFORMATIONS
école d'astronomie de Porquerolles 2005
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
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Qu'est-ce que la lumière ?
La lumière à notre regard
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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
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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
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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
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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 !
nature ondulatoire de la lumière
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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
nature ondulatoire de la lumière
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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
nature ondulatoire de la lumière
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nature ondulatoire de la lumière
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
=
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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
nature ondulatoire de la lumière
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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
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La transparence de l’atmosphère terrestre
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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)
nature corpusculaire de la lumière
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
nature corpusculaire de la lumière
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)
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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
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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 ]
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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.
Le spectre du Corps Noir
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Le spectre du Corps Noir
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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.
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Le spectre du Corps Noir
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
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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 spectre du Corps Noir
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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
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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.
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Identification des éléments chimiques par leur spectre
N
He
Ca
Fe
Les spectres lumineux
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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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Lumière émise par les atomes
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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
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Lumière émise par l’atome d’hydrogène
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État fondamental
Ionisation
Én
ergi
e
Série de Balmer
Départ : 2 pArrivée: n>2 s
H 6562 Å – limite 3646 ÅVisible
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Lumière émise par l’atome d’hydrogène
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État fondamental
Ionisation
Én
ergi
e
Série de Paschen
Départ : 3 sArrivée : n>3 p
P 18751 – P 8862 ÅInfrarouge proche
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Lumière émise par l’atome d’hydrogène
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Lumière émise par les atomes
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
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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
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Lumière émise par les atomes
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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
Lumière émise par les atomes
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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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Magnitudes stellaires
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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
Magnitudes stellaires
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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.
Magnitudes stellaires
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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.
Magnitudes stellaires
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1 Jy = 10-26 Wm-2Hz-1
Les systèmes de la photométrique standard
U BV
RI
KHJ L
M
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Magnitudes stellaires
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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)(
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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.
Magnitudes stellaires
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Magnitudes stellaires
Hypothèse: l’espace est parfaitement transparent.
Problème de l’absorption interstellaire !
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Photométrie et spectroscopie outils de base de l’astrophysique
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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.
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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
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Étude des étoiles par la photométrie
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Distance, magnitudes, luminosités et température des étoiles les plus brillantes
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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)
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La température effective paramètre stellaire fondamental
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Étude des étoiles par la photométrie
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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
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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
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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
La spectroscopie en astronomie
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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)
La spectroscopie en astronomie
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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
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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
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Spectre d’une nébuleuse gazeuse
NGC 3372Nébuleuse de eta Carinae
Le spectre révélateur de la complexité des astres
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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
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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
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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
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Analyse du profil des raies spectrales: effets dynamiques
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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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Analyse du profil des raies spectrales: effets dynamiques
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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
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Analyse du profil des raies spectrales: effets dynamiques
Rotation stellaire
FWHM
Spectre observé
1
IR/2
IR
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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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Analyse du profil des raies spectrales: effets dynamiques
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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
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L’univers révélé par la lumière
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Pb: pollution du ciel nocturne par les lumières humaines