le spectre électromagnétique caractéristiques des étoiles le diagramme hr lumières détoiles
Post on 04-Apr-2015
111 Views
Preview:
TRANSCRIPT
• Le spectre électromagnétique
• Caractéristiques des étoiles
• Le diagramme HR
Lumières d’étoiles
1663 : Newton achète un ouvrage d’astrologie et un prisme de verre à la foire de Sturbridge
1666 : réfugié à Woolsthorpe, Newton découvre que le prisme décompose la lumière solaire en les mêmes couleurs que l’arc-en-ciel
→ montre que la lumière blanche est composée des différentes couleursIl postule que chaque radiation monochromatique est constituée de particules → photons
Cette hypothèse sera abandonnée jusqu’au 20e siècle, lorsqu’on s’apercevra que la lumière présente à la fois des comportements ondulatoires et corpusculaires
Le spectre électromagnétique
La lumière invisible
Vers 1800, Herschel découvre le rayonnement infrarouge et Ritter les rayons ultraviolets
Progressivement, on se rend compte que le rayonnement visible ne représente qu’une toute petite partie du spectre électromagnétique, correspondant aux fréquences auxquelles l’œil humain est sensible
Le domaine visible correspond :
• au maximum d’émission du soleil
• à une excellente transparence de l’atmosphère terrestre
→ adaptation naturelle (Darwin)
Le spectre électromagnétique - 2
Herschel Ritter
Les domaines spectraux
Historiques / Conventionnels
Correspondent aussi à des processus de différentes natures / énergies
Fréquence ν – Longueur d’onde λ
Vitesse de la lumière : c = 3 × 108 m/s
Énergie
Constante de Planck : h = 6.63 × 10−34 J·s
Le spectre électromagnétique - 3
Le corps noir (1)
Corps parfaitement absorbant → seule la radiation émise par l’objet, en raison de sa température, est détectée (pas de réflexion)
Corps plus chaud → pic d’émission λmax à plus haute fréquence
Le spectre électromagnétique - 4
Loi du déplacement de Wien :
C ≈ 3 × 10−3 m·K ≈ 3000 μm·K
Exemples :
Soleil : T ≈ 5800 K → λmax ≈ 0.5 μm
Terre : T ≈ 300 K → λmax ≈ 10 μm
Le corps noir (2)
Loi de Stefan-Boltzmann :
Flux total = énergie totale émise par unité de surface et de temps
Le spectre électromagnétique - 5
Constante de Stefan : σ ≈ 5.7 × 10−8 W·m−2K−4
Loi de Planck :
Flux émis par unité de fréquence :
Jozef Stefan
Le corps noir (3)
Loi de Planck :
Flux émis par unité de longueur d’onde :
Ou encore :
c1 ≈ 3.7 × 10−16 J·m2s−2 c2 ≈ 0.0144 m·K
Conservation de l’énergie →
Le spectre électromagnétique - 6
dFdF Max Planck
Types de spectres
Lampe à incandescence → spectre continu
Gaz chaud → raies d’émission (1)
Gaz froid devant une lampe → spectre continu + raies d’absorption (2)
Le spectre électromagnétique - 7
E e–
e–
(1) (2)
Spectres stellaires
Généralement : continu + raies d’absorption
Intérieur de l’étoile très chaud et opaque → spectre continu
Couches extérieures plus transparentes et moins chaudes → raies d’absorption
Caractéristiques des étoiles
Remarque :
Les astronomes mesurent souvent les longueurs d’onde en Angström (Å)
1 Å = 10−10 m = 0.1 nm
Types spectraux
Étoiles classées selon l’aspect du spectre (ex : force raies d’hydrogène)
→ séquence O B A F G K M (Oh be a fine girl kiss me…)
Caractéristiques des étoiles - 2
Aspect du spectre d’une étoile
L’aspect du spectre dépend des propriétés du gaz :
• température
• pression
• composition chimique
La température est le facteur dominant
→ les types spectraux correspondent à une classification en température des couches extérieures (atmosphère de l’étoile)
Remarques : • la surface de l’étoile n’est pas une notion définie avec précision car la pression du gaz diminue graduellement vers l’extérieur
• les types spectraux sont divisées en sous-types (0 à 9) → ex : A0, G2
Caractéristiques des étoiles - 3
Température effective
La température de surface n’est pas une notion bien définie
→ on introduit la température effective Teff
Teff = température du corps noir qui émet le même flux que l’étoile
Luminosité bolométrique
Lbol = énergie totale émise par l’étoile par unité de temps (puissance)
(R = rayon de l’étoile)
Caractéristiques des étoiles - 4
Influence de la distance
La radiation quitte l’étoile répartie sur une sphère de rayon R
Si l’étoile se trouve à une distance d de l’observateur, la même énergie est répartie sur une sphère de rayon d (→ surface 4πd
2)
Conservation de l’énergie → dilution géométrique :
R d
émis2
2
reçu FdR
F
Caractéristiques des étoiles - 5
Distance des étoiles
La distance des étoiles assez proches peut s’obtenir par triangulation
Le mouvement de la Terre autour du Soleil permet de mesurer la parallaxe
Au cours de l’année, une étoile proche semble décrire par rapport aux
Caractéristiques des étoiles - 6
a
dθ
étoiles d’arrière-plan une ellipse de demi grand axe
1 parsec = distance d’une étoile de parallaxe θ = 1″
1 parsec (pc) = 1 UA × nbre de secondes / radian
1 pc = 206265 UA ≈ 3.26 années-lumière (A.L.)
≈ 3 × 1016 m
dada arctg
Les étoiles du voisinage solaire
Caractéristiques des étoiles - 7
Plus grandes parallaxes < 1″
→ d > 1 pc
117 étoiles connues à moins de 20 A.L. (en 2006)
Distance moyenne
Représentation 3D des étoiles les plus proches
021171
3R
A.L.82 Rd
Caractéristiques des étoiles - 8
Les étoiles les plus proches
Les 117 étoiles à moins de 20 A.L., par type spectral :
O B A F G K M n.br. n.bl.
0 0 2 1 6 16 78 8 6
Nos voisines :
Le Soleil (G2) 8 minutes lumière
Proxima du Centaure (K5) 4.2 A.L.
Alpha du Centaure A (G2) 4.4 A.L.
Alpha du Centaure B (K0) 4.4 A.L.
Étoile de Barnard (M5) 5.9 A.L.
Magnitudes
Hipparque avait classé les étoiles visibles à l’œil nu selon leur brillance apparente, depuis la 1ère magnitude (= grandeur) – les plus brillantes – jusqu’à la 6ème – les plus faibles
La sensibilité de l’œil suit une loi logarithmique
Pour correspondre au plus près au système d’Hipparque, on a introduit la magnitude apparente d’une étoile :
Sirius : m = –1.5 Véga : m = 0.0
Canopus : m = –0.7 Capella : m = 0.0
Arcturus : m = –0.1 Rigel : m = 0.1
Caractéristiques des étoiles - 9
Magnitude absolue et module de distance
La magnitude apparente de l’étoile n’est pas une propriété intrinsèque puisqu’elle dépend de la distance
R est généralement inconnu → on définit la magnitude absolue M M = magnitude apparente qu’aurait l’étoile à une distance de 10 pc
Module de distance :
teCFdR
m
émis2
2
log5.2
teCFRdm émislog5.2log5log5
teCFRM émislog5.2log55
Caractéristiques des étoiles - 10
Photométrie
En astronomie moderne, on observe toujours à travers des filtres qui isolent une partie du spectre électromagnétique
→ mesure du flux reçu dans une certaine bande spectrale
→ le choix des filtres détermine le système photométrique
Caractéristiques des étoiles - 11
→ une magnitude est toujours donnée en référence à un filtre
Ex : mB, mV, MB, MV,…
La constante additive Cte est fixée en référence à des étoiles standards – ex : mi(Vega) = 0 dans tous les filtres Courbes de transmission des filtres UBVRI
Couleurs
Pour quantifier la couleur d’une étoile (ou d’un autre astre), on définit des indices de couleur
Ex : mB–mV = MB–MV indépendant de la distance car la dilution géométrique ne dépend pas de la longueur d’onde
Caractéristiques des étoiles - 12
Les indices de couleur sont notés B–V, V–R, etc…
Remarque : ils sont des propriétés intrinsèques des étoiles si rien ne vient modifier le spectre entre la source et l’observateur (ex : absorption par des poussières) Courbes de transmission des filtres UBVRI
Types spectraux et couleurs
Différentes températures effectives correspondent à :
• différents types spectraux
• différentes couleurs
Caractéristiques des étoiles - 13
→ relation entre type spectral et couleur de l’étoile
• approximative car tous deux dépendent d’autres paramètres que Teff (p.ex. pression et composition chimique)
O B A F G K MType spectral
0.0
0.5
1.0
1.5
B–V
Vers 1910, Ejnar Hertzsprung et Henry Norris Russell portent les étoiles dans un diagramme « Magnitude absolue – Type spectral »
Le diagramme HR
Ils se rendent compte que les étoiles ne s’y placent pas au hasard mais occupent des zones particulières :
• la plupart des étoiles se placent sur la séquence principale
• une minorité se situent dans la zone des géantes rouges
• quelques-unes occupent la zone des naines blanches O B A F G K M
Type spectral
+10
+5
0
−5
MV
séquence principale
géantesrouges
nainesblanches
Le diagramme HR théorique
magnitude absolue ↔ luminosité dans la bande spectrale considérée
type spectral ↔ température effective
Le diagramme HR - 2
→ les théoriciens utilisent un diagramme HR théorique où la luminosité bolométrique est portée en fonction de la température effective
(en échelle logarithmique)
tete CLCFRM VV2
V log5.2π4log5.2
log Lbol
log Teff
teCLM bolbol log5.2
L’influence du rayon
→ droites de rayon constant dans le diagramme HR
Le diagramme HR - 3
• les étoiles se trouvant en haut et à droite de la séquence principale sont des géantes et supergéantes
• les étoiles de la séquence principale sont généralement appelées naines
• les étoiles situées sous la séquence principale sont les sous-naines et naines blanches
4eff
2bol σπ4 TRL teCTRL effbol log4log2log
log (L/L )
log (Teff /Teff, )0.00.51.0
+4
+2
−2
0
R
10R
100R
Classes de luminosité
Outre les types spectraux, on a introduit les classes de luminosité
Pour une même Teff, une luminosité ≠ correspond à un rayon ≠
Le diagramme HR - 4
Classes :
I, II : supergéantes
III : géantes
IV : sous-géantes
V : naines
Ex : Soleil : G2V
Canopus : F0II
Le diagramme couleur-magnitude
Si les étoiles appartiennent à un même amas
→ on peut les supposer à la même distance
→ on peut (à une constante près) utiliser la magnitude apparente au lieu de la magnitude absolue
Le diagramme HR - 5
Et on utilise souvent un indice de couleur pour représenter Teff (plus facile à obtenir qu’un spectre)
→ le diagramme HR observationnel est souvent un diagramme couleur-magnitude
V
V−RE. HertzsprungH.N. Russell
Diagramme couleur-magnitude d’un amas globulaire
Le diagramme HR - 6
Outil privilégié pour l’étude de l’évolution stellaire
Ensemble d’étoiles de
• même distance
• même âge
• même composition chimique
• différentes masses
→ étude de l’évolution des étoiles
Diagramme couleur-magnitude de l’amas M13
Diagramme couleur-magnitude des étoiles proches
Le diagramme HR - 7
Parallaxes déterminées par le satellite Hipparcos (les plus précises actuellement)
• majorité de naines (sur la séquence principale)
• minorité de géantes
• quelques sous-naines
• quelques naines blanches
Diagramme c-m des étoiles proches
• Le spectre électromagnétique
• Caractéristiques des étoiles
• Le diagramme HR
Lumières d’étoiles
Fin du chapitre…
top related