Lumière des étoilesLumière des étoiles

PHOTOMÉTRIEPHOTOMÉTRIE

2 techniques d’analyse2 techniques d’analyse

SPECTROSCOPIESPECTROSCOPIE

Magnitude Magnitude apparenteapparente

Magnitude apparenteMagnitude apparente ( (mm): brillance ): brillance d’un objet à une distance d telle d’un objet à une distance d telle que perçue par un observateur sur que perçue par un observateur sur la Terrela Terre

Magnitude apparenteMagnitude apparente

Plus brillant

Exemple:Exemple: Magnitude Magnitude apparenteapparente

1.1. SIRIUS: mSIRIUS: mss = -1.5 = -1.5

2.2. SOLEIL: = -26.5SOLEIL: = -26.5

-26.5 +1.5 = -2.5 log ( / I-26.5 +1.5 = -2.5 log ( / Iss) )

log ( / Ilog ( / Iss)) = 10 = 10

= 10= 101010 I Iss

mm

II

IIII

10 milliards

Magnitude Magnitude absolueabsolue

Magnitude absolueMagnitude absolue (M): brillance (M): brillance d’un objet s’il était à une distance d’un objet s’il était à une distance de 10 pcde 10 pc

Magnitude absolueMagnitude absolue

Plus brillant

Module de distance (m-Module de distance (m-M)M)

Module de distance Module de distance (m – M): (m – M): différence entre la magnitude différence entre la magnitude apparente et le magnitude absolue apparente et le magnitude absolue d’un objetd’un objet

m – M = 5 log10 d – 5 log10 10

m – M = 5 log d (pc) - 5

= 1

CouleursCouleurs

Couleurs – UBV – JohnsonCouleurs – UBV – Johnson

U-B, U-V, B-V = indices de couleurs indépendants de la distanceU-B, U-V, B-V = indices de couleurs indépendants de la distance

Ultraviolet Bleu Jaune

magnitudes U, B, V d’une étoile sont affectées par la distance

Couleurs – UBV – JohnsonCouleurs – UBV – Johnson

Étoile jeune & chaude: émet Étoile jeune & chaude: émet davantage dans le davantage dans le BLEU (B – BLEU (B – V) V) < < 00

Étoile vieille & froide: émet Étoile vieille & froide: émet davantage dans le davantage dans le ROUGE (B – ROUGE (B – V) V) > > 00

Couleur et température effectiveCouleur et température effective

Indices de couleur sont une façon de mesurer les conditions physiques qui règnent à la surface d’une étoile (p.e. Teff)

La loi de PlanckLa loi de Planck

La loi de Planck La loi de Planck relie la relie la distribution en distribution en énergie énergie spectralespectrale d’un d’un objet à la objet à la température température d’émission des d’émission des photons observésphotons observés

Conséquences de la Conséquences de la loi de Planckloi de Planck

Plus la Plus la température température d’un corps est d’un corps est élevée, plus élevée, plus l’intensité émise l’intensité émise est grande à est grande à TOUTESTOUTES les les longueurs longueurs d’ondes (d’ondes ())

Conséquences de la Conséquences de la loi de Planckloi de Planck

L’énergie L’énergie TOTALE TOTALE émise (flux F – surface émise (flux F – surface sous la courbe) sous la courbe) augmente comme:augmente comme:

Loi de Stéphan BolzmannLoi de Stéphan Bolzmann T x 2 F x 16T x 2 F x 16

Conséquences de la Conséquences de la loi de Planckloi de Planck

La couleur dominante, La couleur dominante, la longueur d’onde à la longueur d’onde à laquelle l’intensité est laquelle l’intensité est maximale se déplace maximale se déplace vers les vers les plus courtes plus courtes à mesure que la à mesure que la température température augmenteaugmente

Loi de WienLoi de Wien

La loi de PlanckLa loi de Planck

SpectroscopieSpectroscopie

Enveloppe correspond à la courbe Enveloppe correspond à la courbe du corps noir à une température du corps noir à une température donnéedonnée

MAISMAIS À certaines longueurs d’onde, il À certaines longueurs d’onde, il

manque des photonsmanque des photonsRAIES D’ABSORPTION

SpectroscopieSpectroscopie

Raies d’absorption Raies d’absorption résultent de résultent de l’interaction de la l’interaction de la lumière et de la lumière et de la matière à la surface matière à la surface des étoiles des étoiles (photosphère)(photosphère)

Certains Certains photonsphotons venant de l’intérieur venant de l’intérieur chaud sont absorbés chaud sont absorbés par les couches par les couches extérieures plus froidesextérieures plus froides

Intérieur del’étoile photosphère

SpectroscopieSpectroscopie

Lorsque les photons tentent de Lorsque les photons tentent de traverser les atomes du gaz, ils traverser les atomes du gaz, ils peuvent être absorbés si leur peuvent être absorbés si leur énergie est énergie est EXACTEMENT EXACTEMENT celle nécessaire à uncelle nécessaire à un électron électron pour passer d’un niveau pour passer d’un niveau inférieur à un niveau supérieurinférieur à un niveau supérieur

Les photons dont l’énergie ne Les photons dont l’énergie ne correspond à aucune transition correspond à aucune transition traversent sans problèmetraversent sans problèmeMAIS MAIS

les photons absorbés les photons absorbés disparaissent du flux totaldisparaissent du flux total

SpectroscopieSpectroscopie

Un photon absorbé lors d’une transition d’énergie donnéecorrespond à une raie d’absorption à un l donnée

photons énergétiques UV

Photons moins énergétiques IR

SpectroscopieSpectroscopie

Plus il y a d’électrons, Plus il y a d’électrons, plus il y a de plus il y a de transitions (raies) transitions (raies) possiblespossibles

Raies d’absorption Raies d’absorption permettent:permettent:

1.1. Étudier la composition Étudier la composition chimique à la surface *chimique à la surface *

2.2. Mesurer les vitesses Mesurer les vitesses (Doppler)(Doppler)

HydrogènHydrogènee

neutreneutre

HIHI

HéliuHéliumm

neutrneutre e

HeIHeI

HéliuHéliumm

IoniséIonisé

HeIIHeII

4101 A4101 A 4026 4026 AA

4100 4100 AA

4340 A4340 A 4471 4471 AA

4200 4200 AA

4863 A4863 A 4713 4713 AA

4338 4338 AA

6562 A6562 A 4921 4921 AA

4541 4541 AA

5015 5015 AA

4686 4686 AA

5875 5875 AA

4859 4859 AA

6678 6678 AA

5411 5411 AA

6560 6560 AA

Classification spectraleClassification spectrale

Apparence du spectre est produit par:

On caractérise un spectre par:

TempératureTempérature PressionPression Composition chimiqueComposition chimique

à la surfaceà la surface

Type spectralType spectral Classe de luminositéClasse de luminosité Population stellairePopulation stellaire

TYPE SPECTRALTYPE SPECTRAL

O B A F G K MO B A F G K M

MESURE LA TEMPÉRATURE MESURE LA TEMPÉRATURE SUPERFICIELLE (TSUPERFICIELLE (Teffeff) de l’étoile) de l’étoile

O B A F G K MO B A F G K Mchaude(bleu)

froide(rouge)Soleil

Le type spectral

G2 - Soleil

Classes de luminositéClasses de luminosité

Classe Identification

Ia Supergéante

Ib Supergéante

II Géante brillante

III Géante

IV Sous-géante

V Séquence principale (naine)

VI Sous-naine

VII Naine blanche

même type spectral (A3) mais largeurs de raies différentes

Classes de luminositéClasses de luminosité

Luminosité totale dépend:Luminosité totale dépend:1.1. TempératureTempérature2.2. RayonRayon

Le gaz d’une étoile plus volumineuse est Le gaz d’une étoile plus volumineuse est soumis à une pression plus faible pcq densité soumis à une pression plus faible pcq densité plus faibleplus faible

RAIES D’ABSORPTION PLUS ÉTROITESRAIES D’ABSORPTION PLUS ÉTROITES

L’intensité absolue d’une raie est une mesure L’intensité absolue d’une raie est une mesure de la pression de surface de l’étoile et donc de la pression de surface de l’étoile et donc une mesure du rayonune mesure du rayon

POPULATIONS POPULATIONS STELLAIRESSTELLAIRES

POPULATION IPOPULATION I1.1. riches en métauxriches en métaux2.2. étoiles jeunesétoiles jeunes

POPULATIONS IIPOPULATIONS II1.1. pauvres en métauxpauvres en métaux2.2. étoiles vieillesétoiles vieilles

POPULATIONPOPULATION XX YY ZZ

II 0,700,70 0,280,28 0,020,02

IIII 0,7190,719 0,2800,280 0,0010,001