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École de Porquerolles 2009 Décrypter le message de la lumière: Notions de spectroscopie et de photométrie G. Comte Observatoire de Marseille - Provence.

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1 École de Porquerolles 2009 Décrypter le message de la lumière: Notions de spectroscopie et de photométrie G. Comte Observatoire de Marseille - Provence & Laboratoire d'Astrophysique de Marseille Septembre 2009

2 La lumière (au sens large) est le principal, sinon en général l'unique, porteur d'information dont nous disposons pour comprendre les objets célestes. Si limagerie classique nous renseigne sur la morphologie des objets, son contenu dinformation sur leurs propriétés physiques reste très limité. Il est donc essentiel de savoir extraire ces informations du signal lumineux émis par les objets. C'est le but de deux disciplines complémentaires : - La PHOTOMETRIE produit des mesures quantitatives du flux lumineux reçu, (avec son extension moderne, l'IMAGERIE photométrique, capable de cartographier la distribution spatiale du flux dans les objets étendus. - La SPECTROSCOPIE est l'analyse de la distribution d'énergie du flux lumineux en fréquence ( = longueur d'onde, c.à.d. en énergie des photons !) pour comprendre les propriétés physiques de l'objet, les mécanismes d'émission de la lumière, la composition chimique, etc… L'instrumentation contemporaine est très souvent conçue pour permettre une synthèse de ces deux méthodes, appelée SPECTROPHOTOMETRIE.

3 En préalable : les notions de base de physique - les ondes électromagnétiques et les photons - le rayonnement du corps noir - autres sources de rayonnement à spectre continu : synchrotron, bremstrahlung - interaction matière - lumière : diffusion, absorption et émission de lumière par un atome - effet Doppler – Fizeau - la formation des spectres de raies en milieu « dilué » - les mécanismes délargissement des raies spectrales - quelques notions très basiques sur les molécules ( Voir en partie le cours de D. Laveder)

4 Des rayons gamma aux ondes radio, les propriétés fondamentales sont les mêmes, analogues à celles de la lumière visible, et les ondes observées ne diffèrent que par leur fréquence. En particulier, leur vitesse de propagation dans le vide est une constante fondamentale de la physique, c = km/s Les échanges dénergie entre les systèmes atomiques (atomes, ions, molécules) et le milieu extérieur se font essentiellement grâce aux ondes électromagnétiques A toute onde électromagnétique est associée une particule fondamentale de masse nulle et dénergie W = h, le photon (« paquet dénergie ») Les systèmes atomiques échangent de lénergie avec lextérieur par quantités finies correspondant à lénergie de photons Les ondes électromagnétiques / les photons

5 Quest-ce que le SPECTRE dune source de rayonnement ? Cest la distribution de lénergie de ce rayonnement en fonction de la fréquence (ou de la longueur donde) W ( ) On peut considérer que cest lhistogramme en énergie de la distribution des photons ! « continuum » « raie »

6 Le rayonnement du Corps Noir « Tout corps chauffé rayonne » : chauffer, cest augmenter la température, cest-à-dire lagitation des atomes ou des molécules du corps que lon chauffe. Empiriquement, on constate que - la distribution dénergie émise est continue, - elle est dissymétrique en fréquence de part et dautre dun maximum démissivité dont la position dans le spectre ne dépend que de la température. Loi de Planck

7 Loi de Wien: la position dans le spectre du maximum de la distribution dénergie électromagnétique rayonnée par un corps noir ne dépend que de la température de celui-ci: max (m) = –3 / T (K) pour le spectre visible et des en nanomètres, on a : max (nm) = / T (K) Loi de Stefan: lémissivité dun corps noir de température T (intégrale de la courbe de Planck sur lensemble du spectre) est donnée par : E =. T 4 avec = –8 W/(m 2. K 4 ) n.b.: pour un corps noir sphérique de rayon r (--> étoile), la puissance rayonnée vers l'extérieur (luminosité) sera : L = 4 r 2 T 4 Cette relation permet, très simplement, d'évaluer le rayon d'une étoile dont la température de surface est connue en la comparant au Soleil !

8 Le rayonnement synchrotron Un électron se déplaçant à grande vitesse (~ c) dans un champ magnétique parcourt une trajectoire en spirale et émet un rayonnement appelé rayonnement synchrotron Le rayonnement dune population délectrons est alors un continuum couvrant pratiquement lensemble du spectre é-m (en astrophysique) à lexception des très hautes énergies. La distribution en fréquence observée est beaucoup plus « plate » que celle du corps noir!

9 Le bremstrahlung ou rayonnement free-free Dans un gaz complètement ionisé (plasma) coexistent des électrons et des ions. (En astrophysique, les ions sont essentiellement des protons H + ) La température du gaz (plusieurs milliers de K au moins) fait que ces particules ont des vitesses assez élevées, les électrons, du fait de leur masse faible, étant beaucoup plus rapides que les ions. Un électron qui passe au voisinage dun ion est attiré par la charge positive de ce dernier et sa trajectoire est déviée. La perte dénergie cinétique correspondante est rayonnée sous forme dun photon. Statistiquement, on observe une émission de continuum du plasma, dépendant de la température électronique (vitesse moyenne des électrons) appelé rayonnement de freinage ou free-free. + + e-

10 Les échanges dénergie atomes - photons Atome à deux niveaux (cas idéal…) noyau orbite électronique A (énergie minimum) orbite électronique B (énergie maximum) Les orbites intermédiaires (entre A et B) sont IMPOSSIBLES

11 énergie région interdite niveau permis B niveau permis A Atome à 2 niveaux (cas idéal…et simplifié) Un photon qui interagit avec cet atome supposé dans létat A ne sera absorbé que si son énergie est égale à la différence W des énergies des niveaux permis A et B. La fréquence dun tel photon est = W/h, sa longueur donde est = c.h / W De même, latome porté à létat B par le photon ne pourra émettre, pour se désexciter vers létat A, quun photon dénergie W W (ionisation)

12 énergie région interdite niveau permis B niveau permis A Atome à 2 niveaux (suite) : lionisation W (ionisation) Si lénergie du photon incident est suffisante, supérieure à W, un électron peut être arraché de son orbite: latome se retrouve IONISE et acquiert une charge positive. Les réarrangements orbitaux des électrons survivants font que lion na en général pas les mêmes niveaux dénergie que latome neutre initial. W

13 Note # 1 : Ce schéma reste valable, pour le mécanisme démission, si latome a été excité sur le niveau supérieur par autre chose quun photon !! En particulier, le transfert dénergie lors dune collision, dans un milieu suffisamment dense, avec une autre particule (atome neutre, ion, électron libre, proton libre, etc…) peut conduire à la production de raies spectrales de désexcitation (dites de fluorescence) Voir plus loin : - raies « interdites » des nébuleuses - raie 21 cm de lhydrogène neutre atomique Note # 2 : La présence, dans un spectre, dune raie donnée, (absorption ou émission) est une signature unique dun élément, ion, molécule, etc…. On peut donc utiliser la spectroscopie pour inférer la composition chimique de la source ! (Bunsen, Kirchhoff, etc…)

14 Interaction photons - matière : Les ondes électromagnétiques rencontrant la matière (atomes, molécules, ions, plasma) y sont réfléchies, diffusées, et absorbées. Ces trois phénomènes sont, vus sous langle de la microphysique, des phénomènes quantiques, résultant de linteraction photons - électrons. -la réflexion : renvoie lénergie des ondes dans une direction unique, dépendant de langle dincidence. Le spectre incident (distribution de lénergie en fréquence) nest pas affecté. -la diffusion : renvoie lénergie des ondes dans un faisceau de directions. Le spectre incident peut être modifié, selon la dimension des particules diffusantes. -labsorption : lénergie des ondes est transmise à la matière absorbante qui va elle-même changer détat et, généralement, re- rayonner un spectre différent du spectre incident. En général, ces trois phénomènes coexistent plus ou moins!

15 Diffusion et absorption sont facilement interprétables par des interactions photon - électron. (n.b. 1: Les protons, même dans un gaz - plasma- dH complètement ionisé, ne sont pratiquement pas en jeu, la « section efficace » dinteraction photon - proton étant 10 6 fois plus faible que celle de linteraction photon - électron. n.b. 2 : la diffusion sur un atome ou une molécule peut être accompagnée dune excitation, une partie de lénergie du photon pouvant être transférée au diffuseur) photon incident énergie W 1 photon diffusé (énergie W 2 # W 1 ) atome e- atome e- photon incident énergie W 1 excitation (excitation) DIFFUSION ABSORPTION

16 La plus simple des diffusions : leffet Compton et son inverse (collision inélastique [avec changement dénergie] dun photon avec un électron.) 1) effet Compton direct : 2) effet Compton inverse : photon basse énergie W 1 basse fréquence 1 e- vitesse V 1 ~c photon W 2 > W 1 2 > 1 e- vitesse V 2 < V 1 photon haute énergie W 1 haute fréquence 1 e- vitesse ~nulle photon W 2 < W 1 fréquence 2 < 1 e- vitesse V de recul

17 Émission et absorption dans les milieux dilués. Source thermique idéale (corps noir) Spectre dabsorption Spectre continuSpectre démission Selon la direction dobservation, le spectre qui résulte de linteraction entre la matière et le rayonnement nest pas le même!

18 Absorption et ré-émission des photons : les spectres de raies.

19 Et les molécules ???… L'association d'atomes en molécules par accouplement des électrons périphériques dans des "liaisons chimiques" enrichit considérablement les possibilités d'interaction avec l'environnement. Les molécules, soumises à la fois à des excitations par collisions et à des rayonnements électromagnétiques deviennent des OSCILLATEURS à au moins 2 degrés de liberté: - elles jouent à la toupie (rotation) - elles font du saut à lélastique (vibration) - elles samusent à interagir avec les photons qui passent … (transitions électroniques + excitation des deux autres modes) vibration rotation

20 Comme les molécules sont des objets quantiques, loscillateur rotatif (rotation) et loscillateur linéaire (vibration) ne peuvent être que dans un certain nombre d« états » correspondants à des niveaux dénergie parfaitement définis. Le passage dun état à lautre se fait par des transitions, en absorption de lumière lorsque la molécule gagne de lénergie, en émission lorsquil y a retour à un état de moindre énergie (perte). Ordre de grandeur des écarts énergétiques entre niveaux en rotation: quelques milli - électrons-volts : ---> les transitions de rotation sont dans le domaine radio millimétrique (parfois centimétrique) entre niveaux en vibration : quelques centi - à déci - électrons-volts: ---> les transitions de vibration sont dans le domaine IR moyen à lointain. Vibration et rotation affectent la molécule en tant quobjet doué de masse (système « mécanique »): ce sont les variations de moment dinertie qui permettent de calculer les spectres pour ces modes.

21 Les molécules poly-atomiques : des spectres dune complexité extrême! 3 atomes: déjà plusieurs modes de vibration- rotation possibles, et tout de même une molécule plane! 4 atomes, plane: ça se gâte… ex. HCHO (formaldéhyde) 4 atomes, non plane: bonjour les calculs… ex. NH 3 (ammoniac) et ça peut être BIEN pire!

22 Les molécules sont pour la plupart des édifices fragiles: facilement dissociées par les rayonnements énergétiques (UV, X), par la température (collisions trop énergétiques avec atomes ou ions), par des réactions chimiques avec dautres molécules (chimie de contact sur les grains de poussière, réactions en phase gazeuse), détruites par les particules du rayonnement cosmique (électrons relativistes, protons, muons,…) On les trouve en abondance dans - les atmosphères des planètes géantes froides, - les comètes, -le gaz interstellaire froid, (très nombreuses espèces moléculaires parfois très complexes : aldéhydes, cétones, alcools, …) - les atmosphères des étoiles pas trop chaudes : (CN, CH, C 2, MgH et FeH dans le Soleil, TiO, ZrO, VO, etc… dans les taches solaires, TiO 2 dans les étoiles M les plus froides). - les enveloppes circumstellaires détoiles évoluées n.b. : 1 - de nombreuses molécules à peu près impossibles à conserver au laboratoire sont présentes en abondance dans les objets célestes 2 – de nombreuses « molécules ioniques » ( ex. HCO + ) existent dans les objets célestes 3 – leau (H 2 O), le solvant idéal pour nos formes de vie, est une molécule fréquente et abondante. (résultats dISO)

23 Les transitions électroniques des molécules : Toute molécule, dont le cortège électronique provient de la « fusion » des cortèges de ses atomes constitutifs, possède une gamme de niveaux dénergie spécifique pour ce cortège, niveaux bien sûr quantifiés, et nayant plus rien à voir avec les niveaux des atomes constitutifs. Des interactions photon - cortège électronique moléculaire peuvent avoir lieu sous les conditions quantiques habituelles: énergie du photon = différence dénergie de deux niveaux --> absorption désexcitation --> émission dun photon dénergie égale à la différence entre deux niveaux) Ordre de grandeur des différences entre niveaux dénergie électroniques: plusieurs électrons-volts !!! Les transitions électroniques des molécules ont essentiellement lieu dans les domaines visible et surtout ultraviolet !!! Comme pour les atomes, lexcitation collisionnelle est toujours possible - et fréquemment observée, lorsque le milieu devient suffisamment dense.

24 La molécule dhydrogène est bien entendu la plus abondante, mais … elle est TRES difficile à observer ! H H H2H2 Pour tout savoir sur la spectroscopie moléculaire, un superbe site: Une très bonne introduction dune page aux mœurs peu conviviales (pour les astronomes) de H 2 : wwwusr.obspm.fr/~lamap/pages_perso/callejo/these.html

25 La condition essentielle pour quune molécule soit « visible »: la dissymétrie O C O H 2 : molécule parfaitement symétrique dans les conditions normales ; le « nuage » électronique ne se déforme pas facilement : pas de spectre de rotation et vibration. On observe par contre ses transitions électroniques dans lultraviolet lointain (spatial : FUSE) OH : extrêmement dissymétrique ; le nuage électronique subit de grandes déformation lors des oscillations. Emission intense et très facile à observer (radio, IR …). Utilisé comme traceur de H 2. Sa variante isotopique OD est aussi observée CO : peuple les mêmes régions que H 2, avec une abondance faible, mais est facilement observable en rotation (raies à 2,6 mm et à 1,6 mm et à plus haute fréquence). Utilisé comme traceur de H 2. Ses variantes isotopiques sont aussi observées ( 13 CO, C 17 O, C 18 O)

26 L'effet Doppler - Fizeau fréquence 0 long. d'onde fréquence long. d'onde < 0 fréquence < (référentiel) V V long. d'onde > 0

27 Les spectres des étoiles

28 Le spectre du Soleil dans le visible Ca + Mg 0 Na 0 CN CH FeH MgH H H H (atm) La plupart des innombrables raies très fines sont dues à des métaux (Fe 0, Ni 0, Ti 0, Co 0 etc…)

29 Spectre du Soleil - © NOAO - Kitt Peak Observatory

30 Na I D2 et D1 Spectre du Soleil - © NOAO - Kitt Peak Observatory

31 Les raies spectrales sont une mine d'information: 1) position en longueur d'onde pour un élément (atome, ion, isotope … donné): - effet Doppler --->> vitesse radiale de la source par rapport à l'observateur 2) identification des éléments chimiques contenus dans la source, et de leurs dérivés (ions, molécules…) 3) énergie prélevée au continuum pour les raies d'absorption : - abondance de l'élément ou du corps dérivé dans la zone absorbante - conditions thermodynamiques dans la zone absorbante (T, pression) 4) rapports d'intensités des raies d'un même élément ou ion : - conditions thermodynamiques, degré d'ionisation, profondeur de formation des raies dans la source 5) analyse détaillée du profil des raies : conditions thermodynamiques et hydrodynamiques 6) effets spéciaux dus au champ magnétique, etc…

32 u.v. violet bleu vert jaune rouge proche i.r. Ca + H H H Mg 0 Na 0 H O5 B0 B5 A1 A5 F0 G0 K0 K5 M0 M5 Ca 0 CH TiO TiO TiO TiO TiO Les types spectraux pour les étoiles de séquence principale (naines) He 0 He 0 He + He + He 0 T * / T Soleil

33 Les types spectraux des étoiles : une affaire de température de surface Lobservation de nombreux spectres stellaires permet de dégager les grands principes qui ont guidé la construction du système de classification universellement adopté, dit MK (Morgan-Keenan) - raies de lhydrogène : présentes dans les étoiles très chaudes, ont leur maximum de visibilité vers K de température de surface (Véga, Sirius…) - raies de lhélium : ne sont facilement visibles que dans les spectres des étoiles très chaudes. (T >= K) (Rigel) - raies métalliques: surtout Fe, Ti, Cr, etc., leur nombre est très grand dans les étoiles de type solaire et plus froid. La présence dions de plus ou moins fort potentiel permet une classification fine en température ( Fe + versus Fe 0, Ti + versus Ti 0 etc… - bandes et raies moléculaires: dautant plus nombreuses que létoile est froide: CN et CH et même C 2 sont présents dans le spectre du Soleil, mais TiO et surtout TiO 2 comme VO et VO 2 napparaissent quà plus basse température. H 2 O nest visible que pour T< 2000 K (naines brunes). n.b.: les taches solaires, nettement plus froides que leur environnement, montrent la présence locale de molécules (oxydes et hydrures métalliques) qui ne survivraient pas dans la photosphère solaire normale.

34 (redshift z) observateur galaxie Spectre des populations stellaires 1)Les spectres des étoiles individuelles sadditionnent en intensité lumineuse 2) Chaque étoile est animée dun mouvement par rapport à lobservateur. La composante radiale de la vitesse décale le spectre de chaque étoile par effet Doppler. Laddition de ces raies décalées donne un spectre à raies élargies (brouillage par dispersion des vitesses) 3) Le décalage (redshift) dû à lexpansion de lUnivers, agit « en bloc » sur le spectre « brouillé » Spectre étoile témoin Spectre observé

35 Le spectre de la matière interstellaire : I -le gaz ionisé « tiède »

36 Messier 42, la grande nébuleuse dOrion, prototype des régions HII

37 Le spectre démission de la nébuleuse dOrion, Messier 42

38 Le spectre démission des régions dhydrogène ionisé Les régions HII émettent un rayonnement complètement dominé, dans le domaine visible et infrarouge proche, par un spectre de raies démission. On y reconnaît dune part les raies de lhydrogène et de lhélium, identiques à celles que lon peut reproduire au laboratoire dans des lampes spectrales (tubes à gaz raréfié excité par une décharge électrique) Dautre part, on observe aussi des raies, non reproductibles au laboratoire, dont lorigine est longtemps restée mystérieuse, qui sont des raies « interdites » produites par des éléments lourds comme loxygène, lazote, le soufre, le néon, largon, … à divers états dionisation. Les raies démission du gaz dans le visible

39 Mécanisme de formation du spectre démission de lhydrogène dans les « régions HII » (« capture – cascade ») Énergie de latome H n Raies de la série de Lyman (uv) Raies de la série de Balmer (visible) Raies de la série de Paschen (ir proche) (ionisation : 13,6 eV) Dans le plasma ionisé de la région HII, les protons capturent des électrons sur tous les niveaux dénergie possibles. Les électrons perdent leur énergie par émission de quanta de rayonnement (processus « capture-cascade »). Les atomes ainsi recombinés sont immédiatement ré-ionisés par les photons ultraviolets lointains émis par létoile excitatrice On na représenté que les trois premières raies des trois premières séries, notées

40 Mécanisme de formation des raies «interdites» des ions lourds niveau fondamental Ion O + Ion O ++ niveaux métastables ExcitationparcollisionsExcitationparcollisions (En rouge sombre: transitions IR lointain de structure fine)

41 Le mécanisme de formation des raies « interdites » (historiquement, jusquaux années trente, ces raies étaient attribuées à un élément inconnu baptisé « nébulium »!) est représenté schématiquement sur la diapo suivante. (Ce mécanisme rappelle celui du « pompage » de certains lasers, bien quil ne sagisse pas ici démission stimulée). Les électrons du plasma dhydrogène entrent en collision avec des ions «métalliques» déléments lourds. Certains de ces ions (O +, O ++, N +, S +, S ++, Ne ++, Ar ++, etc…) ont des configurations électroniques telles que lion va être excité sur un niveau dénergie supérieur au fondamental. Ce niveau est dit «métastable», cest-à-dire quil est facilement désexcité par une autre collision. Mais les conditions de densité du milieu interstellaire sont telles que les collisions sont rares et quune désexcitation radiative par émission de photon de raie est possible. Certains niveaux excités ont une structure fine ou hyperfine en 2 ou 3 sous- niveaux. Des transitions radiatives sont également possibles (si elles ne sont pas interdites par les règles habituelles de sélection de la mécanique quantique). Ces transitions, de faible différence dénergie, produisent des raies spectrales intenses dans linfrarouge lointain. Le spectre de raies « interdites » est un puissant agent de refroidissement des régions HII, et de maintien de leur équilibre énergétique.

42 La Rosette de Monoceros: composite Ha, [SII] et [OIII] (cl. NOAO/AURA - Kitt Peak Nat. Obs.)

43 Lémission de raies spectrales par les régions HII fournit un puissant outil de diagnostic en astrophysique extragalactique, même à de très grandes distances (grands redshifts) : * mesure des décalages spectraux (redshifts) à grande précision, * mesure des taux de formation stellaire, à différentes époques de lhistoire de lUnivers (selon le redshift) * mesure des abondances de He, O, N, Ar, dans le milieu interstellaire, * bilan énergétique du milieu interstellaire dans les galaxies qui sont actives en formation stellaire * physique des régions émettrices, analyse des populations détoiles massives, etc… n.b.: les noyaux actifs (quasars, galaxies de Seyfert, radiogalaxies et objets apparentés) sont le siège de processus dexcitation différents (synchrotron rediffusé) qui coexistent avec la photoionisation par des étoiles. Lanalyse du spectre est beaucoup plus difficile.

44 Le spectre de la matière interstellaire : II - lhydrogène atomique froid et la raie 21 cm

45 Spins antiparallèles: énergie minimum Lhydrogène neutre atomique interstellaire froid et la raie à 21 cm: Spins parallèles: énergie légèrement supérieure e- p+ Une simple collision à très basse énergie (avec un autre atome « froid ») suffit à exciter latome sur létat « spins parallèles »…

46 Le niveau excité est «métastable»: il se désexcite facilement par une nouvelle collision. Mais dans les conditions de densité très faible du milieu interstellaire neutre et froid (quelques atomes par cm 3 ), le temps moyen entre deux collisions est de ans environ, très supérieur au temps correspondant à linverse de la probabilité de désexcitation par transition radiative. La plupart du temps, le retour des atomes dhydrogène à létat fondamental se fait par émission de rayonnement. La différence dénergie entre les deux états de spin étant très faible, le quantum émis est un photon du domaine radio centimétrique, à la fréquence de 1420 MHz ( = 21 cm) Sans cesse dans lUnivers, des myriades datomes dhydrogène interstellaire passent dun état dénergie à lautre: - excitation par collisions - désexcitation par émission de rayonnement radio à 21 cm n.b. labsorption 21 cm est également possible, et observée, lorsque des nuages HI froids et denses sont projetés devant une source de continuum radio brillante (quasar, radiogalaxie)

47 Le gaz se Le gaz rapproche séloigne de lobservateur La rotation des galaxies spirales vue en raie 21 cm Longueur donde Longueur donde plus petite plus grande

48 NGC 253 en lumière visible Cliché © R. Jay GaBany Lutilisation de la raie 21 cm pour « peser » les galaxies ( déterminer leur courbe de rotation)

49 NGC 253: spirale dans le groupe du Sculpteur Distribution de l hydrogène Champ de vitesse de ce gaz en neutre interstellaire (raie 21cm) raie 21 cm : rotation du disque de NGC 253 Observations effectuées avec l Australia Telescope

50 Lavantage stratégique essentiel de la raie 21 cm : le milieu interstellaire est pratiquement transparent pour cette radiation ! On peut donc lutiliser pour sonder lespace à la recherche de galaxies riches en gaz, même à travers de fortes épaisseurs de matière interstellaire locale (zone d «évitement» Galactique) ou pour étudier la cinématique du gaz dans des galaxies proches affectées dabsorption importante en optique. La raie 21 cm donne accès à lune des composantes fondamentales du milieu interstellaire des galaxies.

51 La galaxie difficilement visible de Circinnus Distribution de lhydrogène Champ de vitesse de ce gaz en neutre interstellaire (raie 21cm) raie 21 cm : rotation du disque (brillance) (carte Doppler) Observations effectuées avec lAustralia Telescope

52

53 Le spectre de la matière interstellaire : III - la matière froide : poussière et molécules

54 Nuage absorbant F.-S (cliché Univ. Massachusetts/ CalTech-IPAC)

55 Le Soleil vu à travers de la fumée (Rappel : expérience à faire AILLEURS qu'à Porquerolles !!!)

56 Extinction interstellaire Le changement d'aspect du Soleil : (diminution d'éclat + couleur rougeâtre) lorsqu'il est vu à travers la fumée est dû à la diffusion de la lumière par des particules (de carbone + gouttelettes de vapeur d'eau et de goudrons) très petites (taille de qq fractions de microns à qq microns). Cette expérience très simple illustre bien le phénomène de l'extinction interstellaire: Lespace interstellaire nest pas vide : il contient de la matière (gaz et poussières) qui absorbe le rayonnement incident et en transforme le spectre. Deux effets : - rougissement :la source a une couleur trop « rouge » si on la compare à une source de propriétés identiques non absorbée. - extinction : le flux de la source est affaibli

57 La poussière est constituée de silicates, de graphite, de glace deau et de « PAH » ou hydrocarbures polycycliques aromatiques. Les « grains » constitutifs de la poussière ont un « spectre de taille » allant de moins du micron à la dimension de petits cailloux. Les seules particules qui ont un effet significatif sur la lumière sont celles dont la dimension est de lordre de grandeur de celle de la longueur donde: - elles diffusent le rayonnement des étoiles : cette diffusion favo- -rise les courtes longueurs donde : le spectre de la lumière diffusée a une couleur plus bleue que celui de la lumière incidente (nébuleuses par réflexion) - elles absorbent le rayonnement des étoiles : cette absorption est plus forte aux courtes longueurs donde : le rayonnement dune étoile vue à travers un nuage de poussière est affaibli (extinction) et sa couleur est plus rouge que celle du rayonnement incident (rougissement )

58 En absorbant le rayonnement provenant des étoiles, la poussière acquiert de lénergie: les mailles des cristaux de silicates entrent en vibration, les molécules de PAH changent détat dénergie, et les grains, dune manière générale, séchauffent. Les nuages de grains vont alors produire deux phénomènes: - ils vont se comporter comme des corps noirs portés à diverses températures (selon les conditions locales) et émettre un rayonnement de corps noir. Les températures atteintes à léquilibre étant assez faibles, ce rayonnement ne sera observable que dans linfrarouge moyen ou lointain. - ils vont émettre des radiations spécifiques des cristaux et molécules qui les constituent, sous forme de raies et de bandes démission, essentiellement dans linfrarouge moyen (du fait des faibles écarts entre niveaux dénergie mis en jeu) La poussière est ainsi un transformateur de lénergie du champ de rayonnement des étoiles en énergie de rayonnement diffus infrarouge

59 Spectre des bandes démission de la poussière interstellaire « tiède » observée par ISO dans la direction du nuage de rho Oph (silicates, PAHs) comparaison avec le spectre continu de la poussière interplanétaire froide du Système Solaire (lumière zodiacale) observée avec le même instrument.

60 La région HII M20 « Trifide » en Ha et en IR moyen Anti-coïncidence presque parfaite entre H + et la poussière chauffée associée aux molécules interstellaires, fragiles vis-à-vis de la photodissociation

61 Lémission continue des poussières peut être détectée à de très grands redshifts, le maximum du corps noir correspondant étant très plat et les distributions spectrales dénergie devenant peu dépendantes du redshift vers On peut alors espérer observer les galaxies « primitives » à lépoque de la formation de ces poussières (évolution chimique initiale très rapide, création des métaux par les premières générations détoiles) si on fait de limagerie à haute résolution angulaire vers ces longueurs donde Images SCUBA de galaxies actives vers z=2.5 prises à 450 avec le télescope JCMT

62 La molécule CO dans le cœur de la galaxie spirale IC 342 (interféromètre millimétrique de Nobeyama Japan National Observatory) La molécule CO, traceur de H2, précurseur de formation détoiles

63 Japan National Observatory, Nobeyama

64 Exemple de détection par FUSE de HD interstellaire sur la ligne de visée dune étoile chaude affectée par lextinction Galactique (Ferlet et al. 2000, ApJ 538, L73) H2H2

65 Richter et al., 2001, ApJ 549, 281 La matière interstellaire moléculaire de la Voie Lactée et du Grand Nuage de Magellan analysée par FUSE sur une ligne de vue commune Nuage H 2 de la Voie Lactée (vitesse Doppler ~0 km/s) Nuage H 2 du Grand Nuage (vitesse Doppler ~ +280 km/s) Étoile du Grand Nuage

66 Le spectre de la matière interstellaire: IV - les plasmas délectrons libres

67 Les populations diffuses et étendues délectrons libres sont très fréquentes dans lUnivers : partout où il existe des sources dénergie suffisantes pour ioniser lhydrogène diffus et maintenir le flux ionisant, ces plasmas apparaissent. Les sources dénergie sont variées : - rayonnement ultraviolet des étoiles massives, responsable de la formation des « régions HII ». - les chocs (propagation de matière « chaude » dans un milieu « froid » à une vitesse supersonique pour ce milieu froid) - sources non stellaires de rayonnement ionisant (disques daccrétion par ex : quasars, étoiles binaires accrétantes)

68 Deux modes de production principaux du rayonnement observable : - 1) dans tous les cas, le bremstrahlung se produira. Si le plasma est à très haute température, ( – K), lémission du bremstrahlung se fait surtout dans le domaine X (souvent appelé « rayonnement thermique », ce qui est un abus de langage ! Si le plasma est à « basse » température ( K) lémission est observable dans les radiofréquences (continuum centimétrique court) - 2) Partout où il existe des champs magnétiques pouvant accélérer les électrons, il y a production de rayonnement synchrotron. Son observation est particulièrement facile en radio, où il domine le spectre aux grandes longueurs donde. Les sites privilégiés sont les restes dexplosions de supernovae (liés, entre autres, aux phénomènes de formation d étoiles massives à courte durée de vie et mort violente) et les « environnements » (souvent à très grandes distances!) des noyaux actifs de galaxies Le bremstrahlung et le synchrotron sont souvent « mélangés » et, en plus, peuvent subir des rediffusions par la poussière, ce qui complique énormément linterprétation des données…

69 Lémission X diffuse des amas de galaxies : dominée par le bremstrahlung dun plasma très dilué à millions de K Amas RDCS © P. Rosati et al. CXC/NASA (Chandra Obs.), ESO - VLT Amas de Centaurus © Sanders & Fabian (IoA Cambridge) & NASA

70 Abell 2390 MS Images © NASA / Hubble Space telescope et NASA / CXC - Chandra

71 Centaurus A et ses jets radio © NRAO - Very Large Array 3C 438 © système MERLIN 3C 31 = NGC 383 © NRAO/AUI Very Large Array PKS © CSIRO –Australia Telescope Panaches radio synchrotron de galaxies actives

72 La Voie Lactée en lumière visible......et en radio à 90 cm (émission synchrotron pure)

73 La nébuleuse du Crabe : un objet TRES compliqué Filaments de continuum synchrotron optique, émission X centrale intense (synchrotron + bremstrahlung), diffusion du tout par des poussières, et spectre de raies dans les filaments… © ESO - VLT

74 Le spectre « intégré » dune galaxie distante (non « résolue » par linstrument Cest le résultat de laddition (en flux lumineux) : spectre de sa population stellaire (addition des spectres individuels des étoiles brouillés par la dispersion des vitesses) + spectre de sa matière interstellaire (raies démission essentiellement dans le visible et le proche IR) Lensemble est affecté du décalage cosmologique (redshift). Dans linfrarouge moyen et lointain ( > 10 ) le spectre est complètement dominé par celui de la matière interstellaire (émission des poussières, raies IR interdites de structure fine des régions HII) ! Sil y a un noyau actif (quasar), sa luminosité domine tout et on voit le spectre très particulier du quasar (continuum très bleu et raies démission très larges). n.b. : des raies dabsorption du milieu interstellaire sont parfois visibles - galaxies très rougies : m.i.s; de lobjet; - quasars de grand redshift : m.i.s. dobjets davant-plan

75 Galaxie à sursaut: spectre «HII» Galaxie « normale » dominée par la lumière des étoiles évoluées géantes rouges SloanDigitalSkySurveySloanDigitalSkySurvey

76 Flux de photons du corps noir cosmologique Spectre entrant: T = K Spectre sortant: T > K Gaz très chaud (2 millions de K): plasma de protons et délectrons relativistes, Les photons incidents se « réchauffent » par Compton inverse sur les électrons Leffet Sunyayev – Zeldovich: un exemple de Compton inverse

77 Les amas de galaxies : plein de phénomènes à la fois Gaz diffus à K émet en X (bremstrahlung) Galaxies: étoiles émettant dans le visible, poussières dans lIR lointain (corps noir) Photons du corps noir cosmologique Compton inverse sur les e- du gaz diffus qui «réchauffe» le spectre du corps noir cosmologique (effet Sunyayev- Zeldovich) Radiosource centrale (super-trou noir accrétant): émission radio synchrotron, X,

78 Quelques brèves notions de photométrie Si on na pas les moyens de faire de la spectroscopie, on se contente de faire de la photométrie, cest la spectroscopie du pauvre …

79 La Photométrie astronomique : Photométrie : mesure du flux lumineux émis par une source astronomique (étoile, nébuleuse, galaxie, fond du ciel …) Ce flux est une PUISSANCE ( dimension: [W] / [t] ) (==> J.s -1 ) Sa mesure passe par celle dun flux REÇU sur un détecteur, à travers un instrument doptique, éventuellement après la traversée de latmosphère terrestre. Cette mesure ne se fait, avec un détecteur donné, et pour des raisons dintérêt scientifique, que dans des fenêtres spectrales bien délimitées, isolées par des filtres. L échelle des flux à mesurer : - létoile la plus brillante donne environ W / cm2 - les galaxies les plus faibles accessibles au Hubble Space Telescope: fois moins dénergie, soit environ W / cm2

80 Léchelle des « magnitudes apparentes » utilisée en astronomie Doù lusage dune échelle logarithmique : m filtre = -2.5 log 10 (F filtre ) + Cste Remarques : - échelle relative. La constante Cste dépend des filtres utilisés, du détecteur et de la définition de F - Cest la constante Cste qui va permettre de « rattacher » un flux observé à une échelle de flux calibrés en énergie - pourquoi -2.5 ? : raison historique !!! - attention ! la source la plus brillante en apparence a la magnitude apparente la plus petite !

81 Formule de Pogson : Pour deux sources A et B, le rapport des flux mesurés dans une même bande spectrale (= filtre identique) est F A / F B en magnitudes apparentes: m A = -2.5 log 10 (F A ) + Cste m B = -2.5 log 10 (F B ) + Cste m A - m B = -2.5 log 10 ( F A / F B ) deux sources dont léclat est en rapport de 1 à 10 ont une différence de 2.5 magnitudes (et 5 mag pour un rapport de 1 à 100 …)

82 u g r i z Le système SDSS Le système Johnson-Cousins Deux systèmes de filtres très utilisés dans le visible

83 Ursa Major aux jumelles (magnitudes V) Lambda Bootis (magnitudes V) Images par permission de lObservatoire de Paris

84 La notion de couleur en photométrie : Spectre quelconque: distribution de lénergie dun rayonnement en fonction de la fréquence (ou de la longueur donde) W ( ) filtre 1 filtre 2 La photométrie mesure le flux intégré des sources à travers des bandes spectrales isolées par des filtres F 1 F 2 Couleur : C 12 = -2.5 log 10 (F 1 /F 2 )

85 nm 6000K 4000K Flux du CN à 6000 K : intégrale en violet bande nm : F 1,6000K ~ 500 bande nm : F 2,6000K ~ 280 Flux du CN à 4000 K : intégrale en vert bande nm : F 1,4000K ~ 30 bande nm : F 2,4000K ~ 60 C 12,6000K = C 12,4000K = Filtre 1 Filtre 2

86 Magnitudes, couleurs et physique du rayonnement Les étoiles peuvent être assimilées, en première approximation, à des corps noirs. Les écarts au spectre du corps noir sont dus aux absorptions par des ions et atomes présents dans les couches très superficielles de létoile. - la magnitude dun corps noir est minimale dans une bande spectrale correspondant à son maximum de rayonnement; - la couleur dun corps noir chaud observé dans le spectre visible est dautant plus bleue que ce CN a une température élevée, et plus rouge que ce CN a une température basse; - un système de filtres adéquats doit permettre destimer la température des corps noirs observés en mesurant les divers indices de couleurs entre bandes spectrales. Plus les filtres sont nombreux et étroits, plus la précision est grande, mais moins grand est le signal lorsquil sagit de mesurer des étoiles !

87 L'information de base fournie par la photométrie des étoiles en bandes larges est la TEMPERATURE DE SURFACE : Couleur BLEUE étoile CHAUDE Couleur ROUGE étoile FROIDE On peut penser quon a un moyen de faire la classification spectrale des étoiles simplement en mesurant leur flux dans une série de filtres bien choisis, ce qui est bien sûr beaucoup plus rapide et économique en temps dobservation que den faire les spectres. Oui, mais… Le piège, cest l' EXTINCTION INTERSTELLAIRE ….

88 Extinction interstellaire Deux effets : - rougissement : C 12 observé = C 12 intrinsèque + E 12 mesuré par un « excès de couleur » (i.e. la source a une couleur trop « rouge » si on la compare à une source de propriétés identiques non absorbée. - extinction : m observé = m intrinsèque + A le flux de la source est affaibli --> sa magnitude augmente

89 Magnitude "absolue" La grandeur physique intéressante lorsqu'on mesure l'éclat d'une étoile est le flux intrinsèque de puissance émis par la source (luminosité). L « éclat apparent » - la magnitude apparente - ne contient cette information que couplée avec la distance de l'étoile à l'observateur! On choisit ARBITRAIREMENT une distance - étalon, identique pour tous les objets célestes. Si on observait l'objet à cette distance, son éclat apparent serait mesuré par une MAGNITUDE, directement liée à sa LUMINOSITE (puisque la distance est fixée) Cette magnitude est dite MAGNITUDE ABSOLUE et la distance -étalon est de 10 PARSECS (soit 32,6 a.l.) - Le Soleil nous paraît extrêmement brillant (magnitude apparente V = ) cest parce quil est très près de nous : sa magnitude absolue V nest que de Les étoiles supergéantes les plus lumineuses atteignent V = - 9, soit 1 million de fois la luminosité du Soleil. - Une supernova Ia atteint V = - 19 soit plusieurs milliards de fois la luminosité du Soleil !

90 Annexe : Le parsec, unité de distance en astronomie 1 sec d'arc Les distances astronomiques sont exprimées par les professionnels en PARSEC ( pour PARallaxe d'une SEConde d'arc ) C'est la distance depuis laquelle on verrait le rayon (moyen) de lorbite de la Terre autour du Soleil (1 U.A. soit 150 millions de km) sous un angle d'une seconde d'arc (1 parsec = 3,26 années de lumière) létoile la plus proche se trouve à environ 1.3 pc du Soleil, la distance du Soleil au centre de la Voie Lactée est de 8000 pc la galaxie proche M31 d Andromède est à pc du Soleil


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