La présentation est en train de télécharger. S'il vous plaît, attendez

La présentation est en train de télécharger. S'il vous plaît, attendez

LA LUMIERE PORTEUR D 'INFORMATIONS Daniel Bonneau OCA-GEMINI école d'astronomie de Porquerolles 2005 ©Serge Brunier © Philippe MARRONPhilippe MARRON.

Présentations similaires


Présentation au sujet: "LA LUMIERE PORTEUR D 'INFORMATIONS Daniel Bonneau OCA-GEMINI école d'astronomie de Porquerolles 2005 ©Serge Brunier © Philippe MARRONPhilippe MARRON."— Transcription de la présentation:

1 LA LUMIERE PORTEUR D 'INFORMATIONS Daniel Bonneau OCA-GEMINI école d'astronomie de Porquerolles 2005 ©Serge Brunier © Philippe MARRONPhilippe MARRON

2 LA LUMIERE PORTEUR D 'INFORMATIONS école d'astronomie de Porquerolles 2005 Quest-ce que la lumière? o propagation de la lumière o nature ondulatoire o le spectre électromagnétique, la transparence de latmosphère terrestre o nature corpusculaire Doù vient la lumière ? o rayonnement thermique, relation entre les flux lumineux, albédo o Corps Noir, spectre du rayonnement thermique o les spectrographe, les spectres lumineux o la lumière émise par les atomes Notion de photométrie o éclairement o magnitudes stellaires: apparente, absolue, bolométrique o indices de couleurs Spectroscopie et photométrie, outils de base de lastrophysique o La température des astres révélée par leur spectre o La composition chimique des astres révélée par leur spectre o Les propriétés physiques révélée par leur spectre école d'astronomie de Porquerolles

3 2 Qu'est-ce que la lumière ? La lumière à notre regard

4 école d'astronomie de Porquerolles 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 ( ) Le rayon réfléchi et le rayon réfracté sont dans le plan dincidence Les angles dincidence et de réflexion sont égaux et de signes contraires Pour chaque lumière monochromatique, les sinus des angles dincidence et de réfraction sont dans un rapport constant. i 1 = angle dincidence i 1 = angle de réflexion i 1 = - i 1 i 2 = angle de réfraction n 1 et n 2 = indices de réfraction = n 2,1 = n = V = vitesse de la lumière dans le milieu c = vitesse de la lumière dans le vide Réfraction, Réflexion Plan dincidence

5 école d'astronomie de Porquerolles MilieuIndice de réfractionVitesse de la lumière (m/s) Vide Air1, Eau1, Verre1,5 à 1, à Diamant2, Indice de réfraction et vitesse de la lumière Réfraction chromatique de la lumière par un prisme Dispersion de la lumière Newton (1672) : La lumière blanche se décompose en lumières colorées La propagation de la lumière

6 école d'astronomie de Porquerolles nature ondulatoire de la lumière Diffraction de la lumière La 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 décran rectiligne Huygens ( ): la lumière est constituée de particules dont le mouvement oscillatoire se transmettent de proche en proche. Lensemble des particules qui vibrent ensemble constituent une ondelette. Double réfraction de la lumière dans les cristaux

7 école d'astronomie de Porquerolles Les anneaux de Newton (vers 1700) Franges annulaires apparaissant au contact de surfaces de courbures différentes. e R r Anneaux sombres e r 2 / 2R = k /2 Mais aussi… Franges de coin dair Irisation des bulles de savon Interférences lumineuses Laddition de lumières peut conduire à lobscurité ! nature ondulatoire de la lumière

8 école d'astronomie de Porquerolles Les franges dYoung (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

9 école d'astronomie de Porquerolles 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 dincidence = 57° Le faisceau réfléchi sur le 2ème miroir déteint quand les deux plans dincidences sont perpendiculaires Mais aussi… polarisation par double réfraction dans les cristaux Polarimètre de Nörremberg nature ondulatoire de la lumière

10 école d'astronomie de Porquerolles nature ondulatoire de la lumière V c c c 0 R E V RAD = -V V RAD = +V V RAD = E 0 R Effet Doppler – Fizeau Effet de changement de la fréquence démission dune source en mouvement découvert pour le son par Christian Doppler en 1842 puis pour la lumière par Hippolyte Fizeau en source en mouvement lumière émise à une longueur donde 0 vitesse de la source V observateur la longueur donde observée dépend de la vitesse relative (vitesse radiale) de la source =

11 école d'astronomie de Porquerolles Théorie électromagnétique de Maxwell (1864) longueur de l'onde = fréquence = célérité dans le vide c km/s x = c Champ électrique (E ) Champ magnétique (B) Lumière = vibration transversale nature ondulatoire de la lumière

12 école d'astronomie de Porquerolles I. Newton (vers 1800) H. Hertz (1887) W. C. Röntgen (1887) P. Villard (1900) J. W. Ritter (1801) Le spectre électromagnétique Distinction arbitraire, liée à la technique

13 école d'astronomie de Porquerolles 2005 La transparence de latmosphère terrestre 12

14 école d'astronomie de Porquerolles 2005 découverte de leffet photoélectrique, Hertz (1887) nature corpusculaire de la lumière Léclairage de la plaque métallique par la lumière de larc électrique produit lapparition de charges électriques qui se traduisent par la déviation de laiguille de lélectroscope. 13

15 école d'astronomie de Porquerolles 2005 étude de leffet 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 lanode ce qui crée un courant électrique dans le circuit. Lintensité 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. Lénergie des électrons émis dépend uniquement de la fréquence du rayonnement pas de son intensité. Dispositif de mesure de leffet photoélectrique + 14

16 école d'astronomie de Porquerolles 2005 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 = 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 15

17 école d'astronomie de Porquerolles 2005 Interaction lumière - matière Transparence et opacité Milieu transparent = milieu qui transmet intégralement le rayonnement incidente Milieu opaque = milieu ne transmettant pas le rayonnement incident. Émission Un corps porté à une certaine température convertit son énergie interne (énergie microscopique) en rayonnement électromagnétique; il émet cette énergie (rayonnement). Flux d'émission F emi = énergie rayonnée par unité de surface et de temps. Absorption Une partie de lénergie du rayonnement reçu par un corps est transformée en énergie interne. Flux absorbé F abs. Réflexion et diffusion Au 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 F ref. 16

18 école d'astronomie de Porquerolles 2005 Relation entre les flux lumineux, notion déquilibre radiatif Flux incident F inc = flux surfacique du rayonnement incident en un point de la surface du corps Le flux incident est soit réfléchi-diffusé, soit absorbé. F inc = F ref + F abs Flux partant F par = flux surfacique partant du corps est la somme du flux émis et du flux réfléchi. F par = F ref + F emi Équilibre radiatif corps opaque est en équilibre radiatif avec le rayonnement qui l'entoure, s'il n'emmagasine pas d'énergie ou n'en perd pas. F par = F inc et F emi = F abs 17

19 école d'astronomie de Porquerolles 2005 La notion dAlbédo 18 Terre Lune Mars Terre (0.35) Continents : 0.10 – 0.40 (0.35) Oceans: 0.05 –0.30 (0.25) Nuages: 0.40 – 0.90 Neiges: 0.60 – 0.85 Mars (0.15) Lune (0.07) coefficient d'absorption = rapport entre le flux absorbé et le flux solaire incident. a = F abs / F inc 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 = F ref / F inc = 1 – a ( =0.6 m)

20 école d'astronomie de Porquerolles 2005 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. F ref = 0 etF par = F emi Doù vient la lumière? 19

21 école d'astronomie de Porquerolles 2005 Le spectre du Corps Noir h = J.s : constante de Planck k = J/s : constante de Boltzmann c = m/s : vitesse de la lumière λ (m): longueur d'onde T (K): Température 20 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 dondes d : I( ) = Luminance spectrale énergétique ou intensité monochromatique dF = I( ) dS dt d d I( ) = (2hc 2 / 5 ) / [e hc/ kT – 1 ]

22 école d'astronomie de Porquerolles la loi de Rayleigh-Jeans Dans le domaine des grandes longueurs d'onde, lorsque >> hc / kT, l'exponentielle peut être remplacée par l'approximation : e hc/ 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 dondes infra-rouge et radio. Le spectre du Corps Noir

23 école d'astronomie de Porquerolles 2005 Le spectre du Corps Noir 22 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 semboîtant les unes dans les autres.

24 école d'astronomie de Porquerolles 2005 Le spectre du Corps Noir Relation température – couleur : Loi de Wien longueur d'onde du flux est maximal en fonction de la température du CN. ObjetT (K) ( m) Soleil Terre Le soleil rayonne dans le « visible » alors que la Terre rayonne dans « linfrarouge ». 23 max T = Cte 3000 m.K

25 école d'astronomie de Porquerolles Énergie totale rayonnée par un Corps Noir : Loi de Stephan Constante de Stephan: = W.m -2.K 4 F emi = I( ) d = T 4 Le spectre du Corps Noir

26 école d'astronomie de Porquerolles 2005 Le spectrographe Détecteur Lentille collimatrice Lentille objectif Trou ou fente dentrée Schéma de principe du spectrographe à prisme prisme Spectrographe du XIXème siècle 25

27 école d'astronomie de Porquerolles 2005 Le spectre solaire de Fraunhofer 26 Joseph von Fraunhofer (1814)découvre des raies sombres dans le spectre solaire Ident.élément (Å) C, H H I D1D2D1D2 Na I b1b2b3b1b2b3 Mg I F, H H I dFe I G, H H I gCa I H, H H I HCa II KCa II Anders Ångström (1869) identifie ces raies et mesure leur longueur donde

28 école d'astronomie de Porquerolles 2005 Les spectres lumineux 27 Spectre démission Spectre dabsorption Spectre continu Les lois de Kirchhoff (1859) un gaz à pression élevée, un liquide ou un solide, sils 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 démission. Un gaz froid, à basse pression, sil est situé entre lobservateur et une source de rayonnement continu, absorbe certaines couleurs, produisant ainsi dans le spectre continu des raies dabsorption. Ce gaz absorbe les mêmes couleurs quil émettrait sil était chaud.

29 école d'astronomie de Porquerolles Identification des éléments chimiques par leur spectre N He Ca Fe Les spectres lumineux

30 école d'astronomie de Porquerolles 2005 Latome 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. Latome « moderne » électrons (charge -) en orbite autour dun noyau constitué de protons (charge +)et de neutrons. chaque orbite correspond à un niveau dénergie de latome. émission ou absorption de lumière quand un électron change dorbite noyau électron E1E1 E2E2 E3E3 E4E4 Émission dun photon h = E 4 – E 3 29

31 école d'astronomie de Porquerolles Lumière émise par les atomes

32 école d'astronomie de Porquerolles 2005 État fondamental Ionisation Énergie Série de Lyman Départ : 1 s Arrivée : n>1 p L 1215 Å – limite 915 Å Ultraviolet 31 Lumière émise par latome dhydrogène

33 école d'astronomie de Porquerolles 2005 État fondamental Ionisation Énergie Série de Balmer Départ : 2 p Arrivée: n>2 s H 6562 Å – limite 3646 Å Visible 32 Lumière émise par latome dhydrogène

34 école d'astronomie de Porquerolles 2005 État fondamental Ionisation Énergie Série de Paschen Départ : 3 s Arrivée : n>3 p P – P 8862 Å Infrarouge proche 33 Lumière émise par latome dhydrogène

35 école d'astronomie de Porquerolles Lumière émise par les atomes Atomes autres que lhydrogène Pour les atomes qui possèdent plusieurs électrons, la structure en niveaux dénergies est plus complexe. Les électrons se répartissent en couches et sous-couches dénergies différentes. Il y a émission ou absorption de lumière quand il y a transition dun électron dun état dénergie à un autre. Atomes regroupés en molécules Une molécule étant un assemblage datomes, les électrons de chacun deux se répartissent sur des niveaux dénergies propre à la structure moléculaire. Il y a émission ou absorption de lumière quand il y a transition entre les différents niveaux dénergie notamment quand la molécule se déforme sous leffet de vibrations ou de la rotation. Gaz constitué par un mélange déléments chimiques différents Le spectre absorbé ou émis est la superposition des spectres des différents éléments. Spectre de vibration-rotation de la molécule O2 dans latmosphère terrestre

36 école d'astronomie de Porquerolles 2005 Doppler thermique ailes Stark noyau Doppler profil gaussien profil Voigt profil des raies spectrales Effets intrinsèques Largeur naturelle ~ A 1/ t vie avec t vie ~10 -8 s Profil lorentzien Élargissement Doppler thermique ~ 0.5 A (T/m) Profil gaussien Élargissement "Stark" par collision >10 A densité. section de collision Profil "plutôt" lorentzien (Holtsmark) Lanalyse du profil de la raie permet de déduire les propriétés physiques « microscopiques » du milieu dans lequel se forme le spectre: température, densité 35 Lumière émise par les atomes

37 école d'astronomie de Porquerolles 2005 Causes extérieures Élargissement Doppler dynamique rotations, expansions, etc. de 0 à >1000Å v/c où z Élargissement par levée de dégénérescence champ magnétique (effet Zeeman), etc. ~ 1Å champ magnétique Élargissement instrumental = résolution min (1/dimension du réseau-échantillonnage) Lanalyse 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 36

38 école d'astronomie de Porquerolles 2005 Notions de photométrie Terre d = distance à la source Éclairement = quantité de lumière reçue en 1 sec sur 1 m² E = L s / 4.d ² (en W.m²) Source F s = flux émis en 1sec par unité de surface L s = luminosité = énergie totale rayonnée en 1 sec dans toutes les directions = 4 R 2 F s T s = température de surface de la source R s = rayon de la source Surface unitaire normale au rayonnement de la source LsLs RsRs d TsTs Terre Source 37

39 école d'astronomie de Porquerolles 2005 Magnitudes stellaires 38 Les systèmes de magnitudes sont lhéritage de la classification des étoiles selon leur brillance apparente à lœil utilisée par les astronomes de lantiquité. Cf: les six classes de grandeur de Hipparque, 2ème siècle avant J.C.: première grandeur étoiles visibles juste après le couchant sixième grandeur les étoiles à la limite de la perception durant la nuit La magnitude est une mesure relative de léclairement produit par une source lumineuse. Magnitude apparente Pogson (1856) : quantification de la classification par une loi logarithmique différence de 5 grandeurs rapport de 100/1 des éclairements Il crée le terme de magnitude (notée m, du latin magnitudo = grandeur, puissance), pour éviter la confusion avec le concept de dimension Loi de Pogson m = -2,5 log E + k A une augmentation de magnitude correspond une diminution de léclairement Cette échelle attribue aux étoiles très brillantes des magnitudes négatives La 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: m A - m B = -2,5 log E A / E B Léclairement dne étoile de magnitude 6 est 100 fois plus faible que celui dune étoile de magnitude 1. Une différence de n magnitudes correspond un rapport de 2,5 n des éclairements.

40 école d'astronomie de Porquerolles 2005 Magnitudes stellaires 39

41 école d'astronomie de Porquerolles 2005 Magnitude apparente indication que sur l'éclat apparent dune astre oelle ne tient pas compte de la distance de lastre observé oelle 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) = m = 3,26 a.l = UA. Léclairement E dune source lumineuse à la distance d varie comme 1/d 2 On en déduit la relation: m - M = 5 log d – 5 Magnitudes stellaires 40

42 école d'astronomie de Porquerolles 2005 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 dAndromède. Magnitudes stellaires 41

43 école d'astronomie de Porquerolles 2005 Les systèmes de magnitudes m = -2,5 log E + k ola définition de la magnitude dépend de la façon de mesurer léclairement ohistoriquement: œil humain magnitudes visuelles m v plaque photographique magnitudes photographiques m pg oActuellement: 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. m 0 = -2,5 log E( 0 )/ E 0 = -2,5 log E( 0 ) + k 0 la constante k 0 définit la magnitude zéro du système photométrique. Magnitudes stellaires 42

44 école d'astronomie de Porquerolles Jy = Wm -2 Hz -1 Les systèmes de la photométrique standard U B V R I K H J L M

45 école d'astronomie de Porquerolles 2005 Magnitudes stellaires 44 La magnitude bolométrique La magnitude bolométrique apparente mesure la somme de léclairement reçu à toutes les longueurs dondes. m bol = 2.5 log e bol = Wm -2 m bol mesure de la luminosité L dune source rayonnant de façon isotrope placée à la distance d m bol = logd – 2.5 log L/L avec L = W A 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 = m bol - m V Cest la correction (toujours négative) quil faut apporter aux magnitudes apparente et absolue pour rendre compte du rayonnement total de létoile. Ces corrections sont tabulées en fonction de la température.

46 école d'astronomie de Porquerolles 2005 Les indices de couleur Différence entre des magnitudes mesurées dans divers domaines spectraux, m 2 - m 1 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 dondes et den déduire la température de la source. Magnitudes stellaires 45

47 école d'astronomie de Porquerolles 2005 Magnitudes stellaires Hypothèse: lespace est parfaitement transparent. Problème de labsorption interstellaire ! 46

48 Photométrie et spectroscopie outils de base de lastrophysique école d'astronomie de Porquerolles Lastrophysique est née au moment ou les astronomes ont compris quils pouvaient déduire les propriétés physique et chimique des astres quils observaient à partir de la mesure et de lanalyse des propriétés de leur lumière.

49 école d'astronomie de Porquerolles Couleur et température des étoiles Constellation dOrion Betelgeuse d = 200 pc Supergéante rouge T eff = 3000 K Rigel d = 250 pc Super géante bleue T eff = 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 T 4 Surface de létoile de rayon R: S = 2 R 2

50 école d'astronomie de Porquerolles 2005 Étude des étoiles par la photométrie 49 Distance, magnitudes, luminosités et température des étoiles les plus brillantes

51 école d'astronomie de Porquerolles 2005 La température effective paramètre stellaire fondamental Loi de Stephan Hypothèse: une étoile est une sphère de gaz rayonnant comme un Corps Noir F bol = T eff 4 Luminosité stellaire et Rayon stellaire L = F bol 4 R 2 Flux apparent et diamètre angulaire f bol = F bol R 2 / d 2 = T eff 4 2 / 4 R = d ( f bol / T eff 4 ) 1/2 R/R = d = constante de Stefan F bol = flux bolométrique = flux total émis par unité de surface T eff = température effective = température du CN qui rayonne comme létoile L = luminosité = quantité totale dénergie rayonnée par létoile R = rayon stellaire = diamètre angulaire de létoile (en seconde de degré) d = distance de létoile (en parsec) 50

52 école d'astronomie de Porquerolles 2005 La température effective paramètre stellaire fondamental 51

53 école d'astronomie de Porquerolles 2005 Étude des étoiles par la photométrie 52 Diagramme H-R de lamas globulaire M3 Poussières circumstellaire autour dune étoile jeune HD B9 Vne T eff K L = 36 L d = 103 pc Mesure photométriques Spectre théorique Étoile poussières circumstellaire Image en bande K OA ADONIS 3.60m ESO

54 école d'astronomie de Porquerolles 2005 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 53

55 école d'astronomie de Porquerolles 2005 W. Huggins vers 1890 Spectrographe à prismes au foyer de la lunette de 38 cm de lobservatoire de Tulse Hill OHP vers 1995 Spectroscope ELODIE au foyer du télescope de 193 cm La spectroscopie en astronomie 54

56 école d'astronomie de Porquerolles 2005 Étalonnage des longueurs donde dans le spectre stellaire spectre de référence (arc au Fer, lampe à décharge (Argon, Néon, Thorium) Identification des raies stellaires repérage de la longueur donde de chaque raie identification de chaque raie au moyen de tables donnant les longueurs dondes des raies atomiques et moléculaires comparaison du spectre stellaire avec un spectre calculé au moyen dun modèle datmosphère stellaire (température, gravité, composition chimique) La spectroscopie en astronomie 55

57 école d'astronomie de Porquerolles La classification spectrales H Classes de températures Les standards: types O, B, A, F, G, K, M Les 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, supergéante IV, V, VI, III, II, I, Ib, Ia

58 école d'astronomie de Porquerolles 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

59 école d'astronomie de Porquerolles Spectre dune nébuleuse gazeuse NGC 3372 Nébuleuse de eta Carinae Le spectre révélateur de la complexité des astres

60 école d'astronomie de Porquerolles Analyse du profil des raies spectrales: détermination des abondances Courbe de croissance Log W/ = logA + log g i f + mod log g i f W = Largeur équivalente W I Analyse spectroscopique mesure de W pour les raies en absorption dun même élément chimique. Modèle datmosphère stellaire calcul de W en fonction de paramètres caractérisant les raies spectrales (, g i, f), des paramètres du modèle (température T eff, gravité log g, micro turbulence ) et de labondance de lélément chimique A. La détermination de la composition chimique des astres est fondamentale pour létude de leur formation et de leur évolution. Labondance dun élément chimique mesure sa quantité relative à celle de lhydrogène, A = N A / N H. Méthode de la courbe de croissance La courbe de croissance relie la largeur équivalente de raie W au nombre des atomes responsables de la raie

61 école d'astronomie de Porquerolles Analyse du profil des raies spectrales: détermination des abondances Méthode de lutilisation directe du profil de raie spectroscopie tracé du spectre observé de létoile. Modèle datmosphère stellaire calcul du spectre théorique I cal ( ) en fonction des paramètres physiques du modèle (température T eff, gravité log g, micro turbulence ) des paramètres caractérisant les raies des différents éléments chimiques et leurs abondances A = N A / N H. Spectre observé Spectre calculé intensité Longueur donde

62 école d'astronomie de Porquerolles 2005 Composante radiale du Mouvement propre Mesure de la longueur donde dune raie déplacée par effet Dopler- Fizeau. Comparaison avec la longueur donde du laboratoire. Vitesse de létoile projetée sur la direction de visée / λ 0 = V r / с = z VtVt VrVr V abs X Y Z V r = 200 km/s V r = 2250 km/s 61 Analyse du profil des raies spectrales: effets dynamiques

63 école d'astronomie de Porquerolles 2005 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 dune étoile double Spectre de létoile 1 Spectre de létoile 2 Étoile G G Etoile 2 VR 1 VR 2 G VR t P K1K1 K2K2 V0V0 Courbe de vitesse radiale 62 Analyse du profil des raies spectrales: effets dynamiques

64 école d'astronomie de Porquerolles 2005 Rotation stellaire Chaque région du disque stellaire présentant une même vitesse parc rapport à lobservateur 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 destimer la vitesse de rotation de létoile projetée sur la ligne de visée. V pro = V rot sin i = FWHM / 2 63 Analyse du profil des raies spectrales: effets dynamiques Rotation stellaire FWHM Spectre observé 1 I R /2 IRIR

65 école d'astronomie de Porquerolles 2005 Rotations, expansions, dune enveloppe circumstellaire Lanalyse du profil dune raie permet de déduire des paramètres morphologiques de lenveloppe 64 Analyse du profil des raies spectrales: effets dynamiques

66 école d'astronomie de Porquerolles 2005 Champ magnétique stellaire Élargissement par levée de dégénérescence des niveaux dénergie atomique sous leffet dun champ magnétique (effet Zeeman). Champ magnétique solaire Dédoublement des raies sous leffet du champ magnétique Etoile HD ,5 Å H G 65 Analyse du profil des raies spectrales: effets physiques

67 école d'astronomie de Porquerolles 2005 Lunivers révélé par la lumière 66

68 école d'astronomie de Porquerolles Pb: pollution du ciel nocturne par les lumières humaines


Télécharger ppt "LA LUMIERE PORTEUR D 'INFORMATIONS Daniel Bonneau OCA-GEMINI école d'astronomie de Porquerolles 2005 ©Serge Brunier © Philippe MARRONPhilippe MARRON."

Présentations similaires


Annonces Google