Photosphère ~ 1 à 0.1 % rayon total « aperçu local »
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photosphère ~ 1 à 0.1 % rayon total
« aperçu local »
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H et He
C
O
N
Fe
Photosphère
noyau
épaisseur ~ 0.01 rayon total
90 % d’Hydrogène (= X)
9 % d’Hélium (= Y)
1 % d’autres éléments = métallicité (= Z)
Formation du Continu
0.1 à 1 %
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Absorptions
Emissions
Bilan ou
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Paramètres associés aux spectres photosphériques:
Paramètres « photosphériques »
Température effective (Teff)Gravité superficielle (log g)1
Composition chimique
= permettent de prédire la forme des spectres
Variation de paramètres « locaux »
T()p()
1 Logarithme de l’accélération gravifique exprimée en unité c.g.s.
… également paramètres analogues aux paramètres stellaires fondamentaux
Masse, Température, Luminosité et composition chimique
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Inte
nsi
té r
elat
ive
des
rai
es s
pec
tral
es
Type spectral
i.e. Température effective
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Nb d’électrons
Complexité
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Inte
nsi
té r
elat
ive
des
rai
es s
pec
tral
es
Type spectral
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Type spectral : B8 V ~ 3 masses solaires
Type spectral : A7 V ~ 2 masses solaires
H
H
He I
H
H
He I
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Type spectral : A7 V ~ 2 masses solaires
H H
H
CH
Type spectral : G5 V ~ 1 masse solaire
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Inte
nsi
té r
elat
ive
des
rai
es s
pec
tral
es
Type spectral
Bon indicateur du type spectral et de la température effective !
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Type spectral : B2 V
He I
H
Abondance plus grande = surface de raie plus grandelargeur équivalente plus grande
Les éléments les plus légers on également un profilde raie différent de celui des autres éléments
Hélium
L
arg
eur
équ
iva
len
te
Température effective
V
IIIII
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Absorption de la lumière par un atome
Conditions « idéales »:Durée de vie infinie des niveaux d’énergieAtome au repos ( Température = 0 K )Atome isolé (pas de collisions = pression nulle)
H
Une absorption à une longueur d’onde donnée !
Quelles causes d’élargissement des raies spectrales …
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Absorption de la lumière par un atome
Conditions réelles:
Atome en mouvement ( Température > 0 K )
H
Influence le corps de la raie
Forme « gaussienne »
Quelles causes d’élargissement des raies spectrales …
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H
Absorption de la lumière par un atome
Conditions réelles:
Plusieurs atomes qui interagissent (pression non nulle)
H
Influence les ailes
Forme « lorentzienne »
Quelles causes d’élargissement des raies spectrales …
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H
Absorption de la lumière par un atome
Conditions réelles:
Atome en mouvement ( Température > 0 K )Plusieurs atomes qui interagissent
(pression non nulle)
H
Profil réel d’une raie =convolution d’un profil gaussienet d’un profil lorentzien
Quelles causes d’élargissement des raies spectrales …
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Absorption de la lumière par un atome
Conditions réelles:
Atome en mouvement ( Température > 0 K )Plusieurs atomes qui interagissent
(pression non nulle)
Profil de Voigt =Profil réel d’une raie =convolution d’un profil gaussienet d’un profil lorentzien
Sensible à la pression
Sensible à la température
H
H
Quelles causes d’élargissement des raies spectrales …
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Absorption de la lumière par un atome
Conditions réelles:
Atome en mouvement ( Température > 0 K )Plusieurs atomes qui interagissent
(pression non nulle)
Profil de Voigt =Profil réel d’une raie =convolution d’un profil gaussienet d’un profil lorentzien
Sensible à la pression
Sensible à la température
H
H
Egalement sensible à la composition chimique
Quelles causes d’élargissement des raies spectrales …
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Naine A0 log g = 4.0
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Naine A0 log g = 4.0Supergéante A0 log g = 2.5
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Température effective
L
arg
eur
équ
iva
len
te
V
IIII
Largeur équivalente d’une raie d’hydrogène
Pour Teff < 8500 K, les raies d’hydrogène sont sensibles à la TeffPour Teff > 8500 K, les raies d’hydrogène sont sensibles à la Teff et au log g
Hélium
L
arg
eur
équ
iva
len
te
Température effective
V
IIIII
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Principaux critères de température et de log g:
Etoiles O:
Etoiles B:
Apparition de l’He II notamment à = 4542, 4200 ADiminution des raies de l’He I et des raies d’Hydrogène
http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/Gray/frames.html
Raies de l’He I atteignent leur intensité maximale(p.ex. = 4471, 4388, 4026 A …)Raies d’Hydrogène
Etoiles A:
Raies d’hydrogène atteignent leur intensité maximaleRaies des métaux 1x ionisés
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Principaux critères de température et de log g:
Etoiles F:
Etoiles G:
Les raies d’hydrogène diminuentApparition de la bande moléculaire G du CHRaies de métaux 1x ionisés
http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/Gray/frames.html
Les raies d’hydrogène continuent de disparaîtreBande moléculaire G du CH atteint son maximumApparition de raies de métaux neutres.
Etoiles K:
Raies de métaux neutresDisparition des métaux ionisésApparition de molécules plus complexes
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Elargissement
surface = cste
Quelles causes d’élargissement des raies spectrales …
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+
1. Rotation axiale de l’étoile Ex: Angle d’inclinaison = 90 degrés
Véqu.
Véqu.
élargissement à surface constante
Quelles causes d’élargissement des raies spectrales …
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1. Rotation axiale de l’étoile Ex: Angle d’inclinaison = 45 degrés
élargissement à surface constante
+
Véqu. x sin (i) ~ 0.7 x Véqu.
Véqu. x sin (i) ~ 0.7 x Véqu.
Quelles causes d’élargissement des raies spectrales …
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Type spectral : B8 V
H
He
Vitesse apparente (V sin i = 0 km/s)
Quelles causes d’élargissement des raies spectrales …
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Type spectral : B8 V
H
He
Vitesse apparente (V sin i = 50 km/s)Si i = 90 ° :
Période de révolution ~ 3 jours
Ne pas oublier la résolution spectrale instrumentale !
Quelles causes d’élargissement des raies spectrales …
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Température effective (K)
Log g > 4.0
3.5 < Log g < 4.0
2.5 < Log g < 3.5
Log g < 2.5
Lien avec type spectralet classe de luminosité
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Température et type spectral
http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-data_query?bibcode=1994AJ....107..742G&db_key=AST&link_type=ABSTRACT&high=40a3454dff13983
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Quelques liens:
• http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/Gray/frames.html Atlas spectral Voir également programme SPECTRUM
• http://physics.nist.gov/PhysRefData/ASD/index.html Liste de raies spectrales
• http://www.ucm.es/info/Astrof/invest/actividad/spectra.html Page de liens vers des catalogues et des atlas de spectres calculés et observés
• http://nova.astro.umd.edu/Synspec43/synspec.html Programme SYNSPEC + spectres synthétiques
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CDROM:Quelques spectres synthétiques en format pdf
Programme lhires (fortran) d’ajustement pour linux
Programme lhires (fortran) d’ajustement pour dos?
Spectres tests pour les ajustements (resolution spectrale: 12000)
Programme pour la correction des vitesses radialesPour le calcul de HJD voir http://www.physics.sfasu.edu/astro/javascript/hjd.html
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CDROM:
Compilateurs
Répertoire contenant la grille de spectres synthétiquesUniquement utilisable entre 4000 et 4500 A !
Liste des paramètres utilisés pour le calcul de la grille (Teff, logg)
Répertoire de travail
Librairie minuit (minimisation par moindres carrés)
Lancer le fichier « make.bat » devrait construire la librairie minuit et compiler le programme lhires.fdans le répertoire de travail.
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CDROM:
Fichier *.inp : introduction de données.Ajustement final sauvegardé dans « fit.out » (col. 1: longueurs d’onde; 2: Observations; 3: Ajustement)Paramètres finaux imprimés sur l’écran (ne pas tenir compte des erreurs affichées).
Contrôle des paramètres à ajuster
Spectre à ajuster
Régions spectrales à ajuster
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Minuit.inp: Indice des paramètres à ajuster, ou pas
Nom des paramètres à ajuster, ou pas
Valeur initiale
Limites de validité
Erreur estimée sur la valeur initialeSi = 0, alors le paramètre n’est pas ajusté.
Demande la minimisation des paramètres libresSi la commande ne s’y trouve pas, alors le programmefourni un spectre synthétique calculé pour les valeurs indiquées.
A noter que si les longueurs d’onde n’ont pas été corrigées, RV est la vitesse radiale topocentrique.Elle doit être ramenée au barycentre du système solaire. (voir programme bcv.f )
http://users.skynet.be/yves.fremat/larochelle.htm