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Phm - Observatoire de Lyon – janvier 2014. La lumière des astres2.

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1 Phm - Observatoire de Lyon – janvier 2014

2 La lumière des astres2

3 3 Courbes du corps noir de 100K à 15000K

4 La lumière des astres4 Températures

5 La lumière des astres5 Atmosphères stellaires Létoile rayonne dans toutes les directions et lobservateur voit… Les photons peuvent séchapper Rayonnement du corps noir émis et réabsorbé La lumière sort de létoile Phostosphère La température décroît.

6 La lumière des astres6 Atmosphères stellaires Mais dans la photosphère il y a des particules absorbantes… Uniquement les photons sortant dans sa direction Sous forme dun corps noir à la température de la photosphère Spectre continu

7 La lumière des astres7 Atmosphères stellaires Des photons sont absorbés et réémis dans toutes les directions Ils sont perdus pour lobservateur. Comme ils correspondent aux longueurs donde caractéristiques des éléments absorbants, ils se créent des raies sombres dans le spectre. Spectre de raies

8 La lumière des astres8 Atmosphère solaire - Assombrissement centre bord La température décroît de lintérieur vers lextérieur. Test pour modèle datmosphère solaire. Cest Le rayonnement de bord sera moins intense. La lumière venant du bord est émise par des couches en moyenne moins chaudes quau centre. Le rayonnement de corps noir à est plus faible que celui à Dans la photosphère T0T0 T ext. T 0 > T inter > T ext. lassombrissement centre-bord. T0T0 T ext. photosphère (Stefan)

9 La lumière des astres9 Spectres des atomes ions et molécules Le passage d'un état à un autre peut entraîner soit l'émission soit l'absorption de rayonnement. Les raies caractéristiques d'un élément sont fonction des niveaux d'énergie propres à cet élément. Les atomes peuvent être neutres, ionisés ou associés en molécules. Létat de latome est caractérisé par des niveaux d'énergie dont la probabilité ou durée d'existence est propre à l'élément et à son environnement. Ionisation : perte de un ou plusieurs électrons des couches périphériques Nomenclature (astronomique) des atomes et des ions Atomes neutres : Atomes une fois ionisé : etc Durée de vie - probabilités de transitions Raies interdites [O III], [S II],... H I, He I, Ca I, Fe I H II, Fe II O III, Fe IV, Fe XVI,...

10 La lumière des astres10 Intensité des raies Lintensité dune raie est principalement fonction : - du nombre datomes ou dions dans létat de départ de la transition (absorption ou émission) - de la probabilité de transition de la raie (mécanique quantique de latome ou de lion) Le peuplement des niveaux est fonctions de : - la température - la pression (chocs) - du rayonnement

11 La lumière des astres11 Eléments visibles et température La de raies spectrales est fonction de la température qui affecte : - les des niveaux dexcitation - les dun même élément dans ses différents états dionisation présence ou l'absence populations proportions

12 Potentiels dionisation

13 Classification des étoiles

14 La lumière des astres14 Classification spectrale de Harvard Repères historiques : – 1814 et les raies sombres solaire, raies A, B, C, etc. – 1860 identifie les raies stellaires (éléments chimiques terrestres) – 1880 à Harvard classification de étoiles dans le Henry Draper Catalogue. Classification spectrale : similitudes et intensités de groupements de raies. Etoiles groupées en classes : A, B, C,... Progrès de la physique : bouleversement de la classification basée sur la température de surface. Il ne reste plus que les types spectraux : Classification actuelle avec sous classes A 0 à A 9, B 0 à B 9... A 0 plus près de B 9 que de A 9... O, B, A, F, G, K, M Fraunhofer Secchi Pickering

15 La lumière des astres15 TypeT(K)Caractéristiques principales O O 5 Etoiles bleues Spectre d'atomes ionisés plusieurs fois : HeII, CIII, NIII, OIII, SiIV, HeI visible, HI faible B B B 5 Etoiles bleues-blanches HeII disparaît, HeI (403nm) la plus forte dans la classe B 2., puis s'affaiblit et disparaît à B 9. La raie K de CaII devient visible à B 3. HI devient plus fort. Visibles : OII, SiII, MgII. A A A 5 Etoiles blanches. HI très fort à A0 domine tout le spectre, puis s'affaiblit. H et K de CaII deviennent plus fortes. HeI invisible. Raies des éléments neutres apparaissent. F F F 5 Etoiles jaunes-blanches. HI devient plus faible, H et K de CaII plus forte. Autres raies FeI, FeII, CrII, TiII G G G 5 Etoile jaune. HI toujours plus faible, H et K très fortes à G 0 Raies métalliques plus fortes et bien visibles. Raies de CN dans les étoiles géantes. Soleil G 2 K K K 5 M M M 5 C3 000K N Etoiles jaunes-oranges. Spectre dominé par les raies métalliques. HI très faible. CaI 422.7nm visible. H et K de CaII très fortes. Bande G visible. TiO apparait à K 5. Etoiles rouges.Bandes de TiO fortes. CaI 422.7nm très forte. Beaucoup de raies d'éléments neutres et raies moléculaires. Etoiles carbonées. Etoiles très rouges. Raies moléculaires de C 2, CN, CH. Pas deTiO. Raies spectrales comme les étoiles K et M. Etoiles rouges. Bandes de ZrO. Autres bandes YO, LaO et TiO. Fichier : tab_classification_etoiles.pdf

16 La lumière des astres16 Caractéristiques des étoiles de la classification de Harvard Class Temp. Surface Couleur MasseRayonLuminositéRaies ( kelvins ) conventio nnelle apparente (masses solaires) (rayons solaires) (bolom.)Hydrogène O >= 33,000 bleu >=16>=6.6>= 30,000Faibles B 10, ,000 bleu à blanc bleu blanc bleu ,000Moyennes A 7, ,000 blanche blanc à bleu blanche Fortes F 6, ,500 jaunâtre blanche blanche Moyennes G 5, ,000 jaune jaunâtre blanche Faibles K 3, ,200 orange jaune orange Très faibles M <= 3,700 rouge orange rouge <= 0.45<= 0.7<= 0.08Très faibles

17 La lumière des astres17 Spectres d'étoiles

18 La lumière des astres18 Spectres de Véga (A 0 V) et dArcturus (K 2 III) Effet de la température Spectres d'étoiles

19 La lumière des astres19 Directement lié à la luminosité des étoiles Classification de Yerkes Critère : largeur des raies fortes plus ou moins élargies par effet de pression. TypeNom Densité atmosphère IaLes étoiles supergéantes les plus lumineuses très diluée à plus dense IbLes supergéantes les moins lumineuses IIGéantes lumineuses IIIGéantes normales IVSous-géantes VEtoiles de la séquence principale (naines) plus dense

20 La lumière des astres20 Effet de la pression HD A 2 I AurigaeA 0 pIII 2 GeminorumA 2 V Raie H( Spectres d'étoiles

21 La lumière des astres21 Etoiles et Stellarium Lancer Pointer :Betelgeuse Informations : Nom et numéro catalogue Magnitude visuelle Indice de couleur (B-V) Magnitude absolue Type spectral Distance Parallaxe Extinction : affaiblissement en magnitude du à latmosphère Stellarium

22 La lumière des astres22 Etoiles et Stellarium Pointer :Rigel Informations : Nom et numéro catalogue Magnitude visuelle Indice de couleur (B-V) Magnitude absolue Type spectral Distance Parallaxe

23 La lumière des astres23 FIN


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