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Le spectre électromagnétique Caractéristiques des étoiles Le diagramme HR Lumières détoiles.

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1 Le spectre électromagnétique Caractéristiques des étoiles Le diagramme HR Lumières détoiles

2 1663 : Newton achète un ouvrage dastrologie 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 larc-en-ciel montre que la lumière blanche est composée des différentes couleurs Il postule que chaque radiation monochromatique est constituée de particules photons Cette hypothèse sera abandonnée jusquau 20 e siècle, lorsquon sapercevra que la lumière présente à la fois des comportements ondulatoires et corpusculaires Le spectre électromagnétique

3 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 quune toute petite partie du spectre électromagnétique, correspondant aux fréquences auxquelles lœil humain est sensible Le domaine visible correspond : au maximum démission du soleil à une excellente transparence de latmosphère terrestre adaptation naturelle (Darwin) Le spectre électromagnétique - 2 HerschelRitter

4 Les domaines spectraux Historiques / Conventionnels Correspondent aussi à des processus de différentes natures / énergies Fréquence ν – Longueur donde λ Vitesse de la lumière : c = 3 × 10 8 m/s Énergie Constante de Planck : h = 6.63 × J·s Le spectre électromagnétique - 3

5 Le corps noir (1) Corps parfaitement absorbant seule la radiation émise par lobjet, en raison de sa température, est détectée (pas de réflexion) Corps plus chaud pic démission λ max 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 λ max 0.5 μm Terre : T 300 K λ max 10 μm

6 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·m2 K 4 Loi de Planck : Flux émis par unité de fréquence : Jozef Stefan

7 Le corps noir (3) Loi de Planck : Flux émis par unité de longueur donde : Ou encore : c × J·m 2 s 2 c m·K Conservation de lénergie Le spectre électromagnétique - 6 Max Planck

8 Types de spectres Lampe à incandescence spectre continu Gaz chaud raies démission (1) Gaz froid devant une lampe spectre continu + raies dabsorption (2) Le spectre électromagnétique - 7 E e–e– e–e– (1)(2)

9 Spectres stellaires Généralement : continu + raies dabsorption Intérieur de létoile très chaud et opaque spectre continu Couches extérieures plus transparentes et moins chaudes raies dabsorption Caractéristiques des étoiles Remarque : Les astronomes mesurent souvent les longueurs donde en Angström (Å) 1 Å = 1010 m = 0.1 nm

10 Types spectraux Étoiles classées selon laspect du spectre (ex : force raies dhydrogène) séquence O B A F G K M (Oh be a fine girl kiss me…) Caractéristiques des étoiles - 2

11 Aspect du spectre dune étoile Laspect 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 létoile) Remarques : la surface de létoile nest pas une notion définie avec précision car la pression du gaz diminue graduellement vers lextérieur les types spectraux sont divisées en sous-types (0 à 9) ex : A0, G2 Caractéristiques des étoiles - 3

12 Température effective La température de surface nest pas une notion bien définie on introduit la température effective T eff T eff = température du corps noir qui émet le même flux que létoile Luminosité bolométrique L bol = énergie totale émise par létoile par unité de temps (puissance) (R = rayon de létoile) Caractéristiques des étoiles - 4

13 Influence de la distance La radiation quitte létoile répartie sur une sphère de rayon R Si létoile se trouve à une distance d de lobservateur, la même énergie est répartie sur une sphère de rayon d ( surface 4πd 2 ) Conservation de lénergie dilution géométrique : R d Caractéristiques des étoiles - 5

14 Distance des étoiles La distance des étoiles assez proches peut sobtenir par triangulation Le mouvement de la Terre autour du Soleil permet de mesurer la parallaxe Au cours de lannée, une étoile proche semble décrire par rapport aux Caractéristiques des étoiles - 6 a d θ étoiles darrière-plan une ellipse de demi grand axe 1 parsec = distance dune étoile de parallaxe θ = 1 1 parsec (pc) = 1 UA × n bre de secondes / radian 1 pc = UA 3.26 années-lumière (A.L.) 3 × m

15 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

16 Caractéristiques des étoiles - 8 Les étoiles les plus proches Les 117 étoiles à moins de 20 A.L., par type spectral : OBAFGKMn.br.n.bl 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.

17 Magnitudes Hipparque avait classé les étoiles visibles à lœil nu selon leur brillance apparente, depuis la 1 ère magnitude (= grandeur) – les plus brillantes – jusquà la 6 ème – les plus faibles La sensibilité de lœil suit une loi logarithmique Pour correspondre au plus près au système dHipparque, on a introduit la magnitude apparente dune étoile : Sirius :m = –1.5Véga :m = 0.0 Canopus :m = –0.7Capella :m = 0.0 Arcturus :m = –0.1Rigel :m = 0.1 Caractéristiques des étoiles - 9

18 Magnitude absolue et module de distance La magnitude apparente de létoile nest pas une propriété intrinsèque puisquelle dépend de la distance R est généralement inconnu on définit la magnitude absolue M M = magnitude apparente quaurait létoile à une distance de 10 pc Module de distance : Caractéristiques des étoiles - 10

19 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 : m B, m V, M B, M V,… La constante additive C te est fixée en référence à des étoiles standards – ex : m i (Vega) = 0 dans tous les filtres Courbes de transmission des filtres UBVRI

20 Couleurs Pour quantifier la couleur dune étoile (ou dun autre astre), on définit des indices de couleur Ex : m B –m V = M B –M V indépendant de la distance car la dilution géométrique ne dépend pas de la longueur donde 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 lobservateur (ex : absorption par des poussières) Courbes de transmission des filtres UBVRI

21 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 létoile approximative car tous deux dépendent dautres paramètres que T eff (p.ex. pression et composition chimique) OBAFGKM Type spectral B–V

22 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 sy 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 OBAFGKM Type spectral MVMV séquence principale géantes rouges naines blanches

23 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) log L bol log T eff

24 Linfluence 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 log (L/L ) log (T eff /T eff, ) R 10R 100R

25 Classes de luminosité Outre les types spectraux, on a introduit les classes de luminosité Pour une même T eff, 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

26 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 T eff (plus facile à obtenir quun spectre) l e diagramme HR observationnel est souvent un diagramme couleur-magnitude V VR E. Hertzsprung H.N. Russell

27 Diagramme couleur-magnitude dun amas globulaire Le diagramme HR - 6 Outil privilégié pour létude de lévolution stellaire Ensemble détoiles de même distance même âge même composition chimique différentes masses étude de lévolution des étoiles Diagramme couleur-magnitude de lamas M13

28 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

29 Le spectre électromagnétique Caractéristiques des étoiles Le diagramme HR Lumières détoiles Fin du chapitre…


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