Lumière des étoiles PHOTOMÉTRIE 2 techniques d’analyse SPECTROSCOPIE.

Présentation au sujet: "Lumière des étoiles PHOTOMÉTRIE 2 techniques d’analyse SPECTROSCOPIE."— Transcription de la présentation:

1 Lumière des étoiles PHOTOMÉTRIE 2 techniques d’analyse SPECTROSCOPIE

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

3 Magnitude apparente Plus brillant

4 Exemple: Magnitude apparente
SIRIUS: ms = -1.5 SOLEIL: = -26.5 = -2.5 log ( / Is) log ( / Is) = 10 = 1010 Is m I I I 10 milliards

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

6 Magnitude absolue Plus brillant

7 Module de distance (m-M)
Module de distance (m – M): différence entre la magnitude apparente et le magnitude absolue d’un objet m – M = 5 log10 d – 5 log10 10 m – M = 5 log d (pc) - 5 = 1

8 Couleurs

9 Couleurs – UBV – Johnson
Ultraviolet Bleu Jaune magnitudes U, B, V d’une étoile sont affectées par la distance U-B, U-V, B-V = indices de couleurs indépendants de la distance

10 Couleurs – UBV – Johnson
Étoile jeune & chaude: émet davantage dans le BLEU (B – V) < 0 Étoile vieille & froide: émet davantage dans le ROUGE (B – V) > 0

11 Couleur 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)

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

13 Conséquences de la loi de Planck
Plus la température d’un corps est élevée, plus l’intensité émise est grande à TOUTES les longueurs d’ondes (l)

14 Conséquences de la loi de Planck
L’énergie TOTALE émise (flux F – surface sous la courbe) augmente comme: Loi de Stéphan Bolzmann T x F x 16

15 Conséquences de la loi de Planck
La couleur dominante, la longueur d’onde à laquelle l’intensité est maximale se déplace vers les l plus courtes à mesure que la température augmente Loi de Wien

16 La loi de Planck

17 Spectroscopie Enveloppe correspond à la courbe du corps noir à une température donnée MAIS À certaines longueurs d’onde, il manque des photons RAIES D’ABSORPTION

18 Spectroscopie Raies d’absorption résultent de l’interaction de la lumière et de la matière à la surface des étoiles (photosphère) Certains photons venant de l’intérieur chaud sont absorbés par les couches extérieures plus froides Intérieur de l’étoile photosphère

19 Spectroscopie Lorsque les photons tentent de traverser les atomes du gaz, ils peuvent être absorbés si leur énergie est EXACTEMENT celle nécessaire à un électron pour passer d’un niveau inférieur à un niveau supérieur Les photons dont l’énergie ne correspond à aucune transition traversent sans problème MAIS les photons absorbés disparaissent du flux total

20 Spectroscopie Un photon absorbé lors d’une transition d’énergie donnée
Photons moins énergétiques IR photons énergétiques UV Un photon absorbé lors d’une transition d’énergie donnée correspond à une raie d’absorption à un l donnée

21 Spectroscopie Hydrogène neutre HI Hélium HeI Ionisé HeII 4101 A 4026 A
Plus il y a d’électrons, plus il y a de transitions (raies) possibles Raies d’absorption permettent: Étudier la composition chimique à la surface * Mesurer les vitesses (Doppler)

22 Classification spectrale
Apparence du spectre est produit par: On caractérise un spectre par: Température Pression Composition chimique à la surface Type spectral Classe de luminosité Population stellaire

23 TYPE SPECTRAL O B A F G K M MESURE LA TEMPÉRATURE SUPERFICIELLE (Teff) de l’étoile chaude (bleu) froide (rouge) Soleil

24 Le type spectral G2 - Soleil

25 Séquence principale (naine)
Classes de luminosité Classe Identification Ia Supergéante Ib 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

26 RAIES D’ABSORPTION PLUS ÉTROITES
Classes de luminosité Luminosité totale dépend: Température Rayon Le gaz d’une étoile plus volumineuse est soumis à une pression plus faible pcq densité plus faible RAIES D’ABSORPTION PLUS ÉTROITES L’intensité absolue d’une raie est une mesure de la pression de surface de l’étoile et donc une mesure du rayon

27 POPULATIONS STELLAIRES
X Y Z I 0,70 0,28 0,02 II 0,719 0,280 0,001 POPULATION I riches en métaux étoiles jeunes POPULATIONS II pauvres en métaux étoiles vieilles