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

LA LUMIERE PORTEUR D 'INFORMATIONS école d'astronomie de Porquerolles 2005 LA LUMIERE PORTEUR D 'INFORMATIONS Qu’est-ce que la lumière? propagation de la lumière nature ondulatoire le spectre électromagnétique, la transparence de l’atmosphère terrestre nature corpusculaire D’où vient la lumière ? rayonnement thermique, relation entre les flux lumineux, albédo Corps Noir, spectre du rayonnement thermique les spectrographe, les spectres lumineux la lumière émise par les atomes Notion de photométrie éclairement magnitudes stellaires: apparente, absolue, bolométrique indices de couleurs Spectroscopie et photométrie, outils de base de l’astrophysique La température des astres révélée par leur spectre La composition chimique des astres révélée par leur spectre Les propriétés physiques révélée par leur spectre 1 école d'astronomie de Porquerolles 2005

Qu'est-ce que la lumière ? La lumière à notre regard école d'astronomie de Porquerolles 2005 2

La propagation de la lumière Principe de la propagation rectiligne de la lumière notion de "rayon"  , de "pinceau" ou de "faisceau" lumineux i1 = angle d’incidence i’1 = angle de réflexion i1 = - i’1 i2 = angle de réfraction n1 et n2 = indices de réfraction = n2,1 = n = V = vitesse de la lumière dans le milieu c = vitesse de la lumière dans le vide Réfraction, Réflexion Plan d’incidence Lois de Descartes (1596-1650) Le rayon réfléchi et le rayon réfracté sont dans le plan d’incidence Les angles d’incidence et de réflexion sont égaux et de signes contraires Pour chaque lumière monochromatique, les sinus des angles d’incidence et de réfraction sont dans un rapport constant. école d'astronomie de Porquerolles 2005 3

Vitesse de la lumière (m/s) La propagation de la lumière Indice de réfraction et vitesse de la lumière Milieu Indice de réfraction Vitesse de la lumière (m/s) Vide 1 299 702 547 Air 1,0003 Eau 1,33 225 407 863 Verre 1,5 à 1,8 166 551 366 à 199 861 164 Diamant 2,42 123 881 181 Réfraction chromatique de la lumière par un prisme Dispersion de la lumière Newton (1672) : La lumière blanche se décompose en lumières colorées école d'astronomie de Porquerolles 2005 4

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 d’écran rectiligne Double réfraction de la lumière dans les cristaux Huygens (1629-1695): la lumière est constituée de particules dont le mouvement oscillatoire se transmettent de proche en proche. L’ensemble des particules qui vibrent ensemble constituent une ondelette. école d'astronomie de Porquerolles 2005 5

Anneaux sombres  e  r2 / 2R = k /2 nature ondulatoire de la lumière Interférences lumineuses L’addition de lumières peut conduire à l’obscurité ! Les anneaux de Newton (vers 1700) Franges annulaires apparaissant au contact de surfaces de courbures différentes. e R r Anneaux sombres  e  r2 / 2R = k /2 Mais aussi… Franges de coin d’air Irisation des bulles de savon école d'astronomie de Porquerolles 2005 6

i= F/D = F/d d D F nature ondulatoire de la lumière Les franges d’Young (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 école d'astronomie de Porquerolles 2005 7

Polarimètre de Nörremberg nature ondulatoire de la lumière 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 d’incidence = 57° Le faisceau réfléchi sur le 2ème miroir d’éteint quand les deux plans d’incidences sont perpendiculaires Polarimètre de Nörremberg Mais aussi… polarisation par double réfraction dans les cristaux école d'astronomie de Porquerolles 2005 8

nature ondulatoire de la lumière Effet Doppler – Fizeau Effet de changement de la fréquence d’émission d’une source en mouvement découvert pour le son par Christian Doppler en 1842 puis pour la lumière par Hippolyte Fizeau en 1848. source en mouvement lumière émise à une longueur d’onde 0 vitesse de la source V observateur la longueur d’onde observée dépend de la vitesse relative (vitesse radiale) de la source = V c 0 R E VRAD= -V VRAD= +V VRAD= 0  0 E R école d'astronomie de Porquerolles 2005 9

Lumière = vibration transversale nature ondulatoire de la lumière Théorie électromagnétique de Maxwell (1864) longueur de l'onde =  fréquence =  célérité dans le vide c  300000 km/s  x  = c Champ électrique (E ) Champ magnétique (B) Lumière = vibration transversale école d'astronomie de Porquerolles 2005 10

Le spectre électromagnétique I. Newton (vers 1800) H. Hertz (1887) W. C. Röntgen (1887) P. Villard (1900) J. W. Ritter (1801) Distinction arbitraire, liée à la technique école d'astronomie de Porquerolles 2005 11

La transparence de l’atmosphère terrestre 12 école d'astronomie de Porquerolles 2005

nature corpusculaire de la lumière découverte de l’effet photoélectrique, Hertz (1887) L’éclairage de la plaque métallique par la lumière de l’arc électrique produit l’apparition de charges électriques qui se traduisent par la déviation de l’aiguille de l’électroscope. 13 école d'astronomie de Porquerolles 2005

Dispositif de mesure de l’effet photoélectrique nature corpusculaire de la lumière étude de l’effet photoélectrique, Philipp Lenard (1902) La lumière arrache des électrons à la surface de la cathode. Ces électrons sont attirés par l’anode ce qui crée un courant électrique dans le circuit. L’intensité 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. L’énergie des électrons émis dépend uniquement de la fréquence du rayonnement pas de son intensité. Dispositif de mesure de l’effet photoélectrique + 14 école d'astronomie de Porquerolles 2005

h = constante de Planck = 6.62 10-34 J.s nature corpusculaire de la lumière L'effet photoélectrique et la notion de photon 0 = c / 0 fréquence de seuil La fréquence de seuil dépend du métal utilisé Cesium Potatium Barium Zinc Cuivre Le quanta de lumière = photon, Einstein (1905) Un photon associé à une onde de fréquence  possède une énergie E = h . h = constante de Planck = 6.62 10-34 J.s 15 école d'astronomie de Porquerolles 2005

Interaction lumière - matière 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 Femi = énergie rayonnée par unité de surface et de temps. Absorption Une partie de l’énergie du rayonnement reçu par un corps est transformée en énergie interne. Flux absorbé Fabs . 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 Fref . Transparence et opacité Milieu transparent = milieu qui transmet intégralement le rayonnement incidente Milieu opaque = milieu ne transmettant pas le rayonnement incident. 16 école d'astronomie de Porquerolles 2005

Fpar = Finc et Femi = Fabs Relation entre les flux lumineux, notion d’équilibre radiatif Flux incident Finc = flux surfacique du rayonnement incident en un point de la surface du corps Le flux incident est soit réfléchi-diffusé, soit absorbé. Finc = Fref + Fabs Flux partant Fpar = flux surfacique partant du corps est la somme du flux émis et du flux réfléchi. Fpar = Fref + Femi 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. Fpar = Finc et Femi = Fabs 17 école d'astronomie de Porquerolles 2005

A = Fref / Finc = 1 – a(=0.6m) La notion d’Albédo coefficient d'absorption = rapport entre le flux absorbé et le flux solaire incident. a = Fabs / Finc 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 = Fref / Finc = 1 – a(=0.6m) 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) 18 école d'astronomie de Porquerolles 2005

Définition du Corps Noir D’où vient la lumière? 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. Fref = 0 et Fpar = F emi 19 école d'astronomie de Porquerolles 2005

I() = (2hc2 / 5) / [ehc/kT – 1 ] Le spectre du Corps Noir 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 d’ondes d: I() = Luminance spectrale énergétique ou intensité monochromatique dF = I() dS dt d d I() = (2hc2 / 5) / [ehc/kT – 1 ] h = 6.63 10-34 J.s : constante de Planck k = 1.38 10-23 J/s : constante de Boltzmann c = 300 000 000 m/s : vitesse de la lumière λ (m): longueur d'onde T (K): Température 20 école d'astronomie de Porquerolles 2005

Le spectre du Corps Noir la loi de Rayleigh-Jeans Dans le domaine des grandes longueurs d'onde, lorsque  >> hc / kT, l'exponentielle peut être remplacée par l'approximation : ehc/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 d’ondes infra-rouge et radio. 21 école d'astronomie de Porquerolles 2005

Soleil Terre Le spectre du Corps Noir 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 s’emboîtant les unes dans les autres. 22 école d'astronomie de Porquerolles 2005

max T = Cte  3000 m.K 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. max T = Cte  3000 m.K Objet T (K)  (m) Soleil 5770 0.52 Terre 300 10 Le soleil rayonne dans le « visible » alors que la Terre rayonne dans « l’infrarouge ». 23 école d'astronomie de Porquerolles 2005

Femi = I() d = T4 Le spectre du Corps Noir Énergie totale rayonnée par un Corps Noir : Loi de Stephan Constante de Stephan:  = 5.67 10-8 W.m-2.K4 Femi = I() d = T4 24 école d'astronomie de Porquerolles 2005

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

Le spectre solaire de Fraunhofer Joseph von Fraunhofer (1814)découvre des raies sombres dans le spectre solaire Anders Ångström (1869) identifie ces raies et mesure leur longueur d’onde Ident. élément  (Å) C, H H I 6562.8 D1 D2 Na I 5892.9 5889.9 b1 b2 b3 Mg I 5183.6 5172.7 5167.3 F, H 4861.3 d Fe I 4383.6 G’, H 4340.5 g Ca I 4226.7 H, H 4101.7 H Ca II 3968.5 K 3933.7 26 école d'astronomie de Porquerolles 2005

Les lois de Kirchhoff (1859) Les spectres lumineux Spectre continu Les lois de Kirchhoff (1859) un gaz à pression élevée, un liquide ou un solide, s’ils 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 d’émission. Un gaz froid, à basse pression, s’il est situé entre l’observateur et une source de rayonnement continu, absorbe certaines couleurs, produisant ainsi dans le spectre continu des raies d’absorption. Ce gaz absorbe les mêmes couleurs qu’il émettrait s’il était chaud. Spectre d’émission Spectre d’absorption 27 école d'astronomie de Porquerolles 2005

N He Fe Ca Les spectres lumineux Identification des éléments chimiques par leur spectre N He Ca Fe école d'astronomie de Porquerolles 2005 28

Lumière émise par les atomes L’atome de Bohr électrons (charge -) en orbite autour d’un noyau constitué de protons (charge +)et de neutrons. chaque orbite correspond à un niveau d’énergie de l’atome. émission ou absorption de lumière quand un électron change d’orbite noyau électron E1 E2 E3 E4 Émission d’un photon h = E4 – E3 L’atome « moderne » 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. 29 école d'astronomie de Porquerolles 2005

Lumière émise par les atomes 30 école d'astronomie de Porquerolles 2005

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

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

Lumière émise par l’atome d’hydrogène État fondamental Ionisation Énergie Série de Paschen Départ : 3 s Arrivée : n>3 p P 18751 – P 8862 Å Infrarouge proche 33 école d'astronomie de Porquerolles 2005

Lumière émise par les atomes Atomes autres que l’hydrogène Pour les atomes qui possèdent plusieurs électrons, la structure en niveaux d’énergies est plus complexe. Les électrons se répartissent en ’’couches’’ et ’’sous-couches’’ d’énergies différentes. Il y a émission ou absorption de lumière quand il y a transition d’un électron d’un état d’énergie à un autre. Atomes regroupés en molécules Une molécule étant un assemblage d’atomes, les électrons de chacun d’eux se répartissent sur des niveaux d’énergies propre à la structure moléculaire. Il y a émission ou absorption de lumière quand il y a transition entre les différents niveaux d’énergie notamment quand la molécule se déforme sous l’effet de vibrations ou de la rotation. Gaz constitué par un mélange d’éléments chimiques différents Le spectre absorbé ou émis est la superposition des spectres des différents éléments. Spectre de vibration-rotation de la molécule O2 dans l’atmosphère terrestre 34 école d'astronomie de Porquerolles 2005

Lumière émise par les atomes profil des raies spectrales Effets intrinsèques Largeur naturelle ~ 0.0001 A  1/ tvie avec tvie ~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) Doppler thermique ailes Stark noyau Doppler profil gaussien profil Voigt L’analyse du profil de la raie permet de déduire les propriétés physiques « microscopiques » du milieu dans lequel se forme le spectre: température, densité 35 école d'astronomie de Porquerolles 2005

Lumière émise par les atomes profil des raies spectrales 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) L’analyse du profil de la raie permet de déduire les propriétés physiques « macroscopiques » du milieu dans lequel se forme le spectre: propriétés dynamiques, champ magnétique 36 école d'astronomie de Porquerolles 2005

Notions de photométrie Source Fs = flux émis en 1sec par unité de surface Ls = luminosité = énergie totale rayonnée en 1 sec dans toutes les directions = 4 R2 Fs Ts = température de surface de la source Rs = rayon de la source Surface unitaire normale au rayonnement de la source Ls Rs d Ts Terre Source Terre d = distance à la source Éclairement = quantité de lumière reçue en 1 sec sur 1 m² E = Ls / 4.d² (en W.m²) 37 école d'astronomie de Porquerolles 2005

Magnitudes stellaires Les systèmes de magnitudes sont l’héritage de la classification des étoiles selon leur brillance apparente à l’œil utilisée par les astronomes de l’antiquité. 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 l’éclairement 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 l’éclairement 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: mA - mB = -2,5 log EA / EB L’éclairement d’ne étoile de magnitude 6 est 100 fois plus faible que celui d’une étoile de magnitude 1. Une différence de n magnitudes correspond un rapport de 2,5n des éclairements. 38 école d'astronomie de Porquerolles 2005

Magnitudes stellaires 39 école d'astronomie de Porquerolles 2005

Magnitudes stellaires Magnitude apparente  indication que sur l'éclat apparent d’une astre elle ne tient pas compte de la distance de l’astre observé elle 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) = 3.086 1016 m = 3,26 a.l = 206 265 UA. L’éclairement E d’une source lumineuse à la distance d varie comme 1/d2 On en déduit la relation: m - M = 5 log d – 5 40 école d'astronomie de Porquerolles 2005

Magnitudes stellaires 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 d’Andromède. 41 école d'astronomie de Porquerolles 2005

m0 = -2,5 log E(0)/ E0 = -2,5 log E(0) + k0 Magnitudes stellaires Les systèmes de magnitudes m = -2,5 log E + k la définition de la magnitude dépend de la façon de mesurer l’éclairement historiquement: œil humain  magnitudes visuelles mv plaque photographique  magnitudes photographiques mpg Actuellement: 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)/ E0 = -2,5 log E(0) + k0 la constante k0 définit la magnitude zéro du système photométrique. 42 école d'astronomie de Porquerolles 2005

Les systèmes de la photométrique standard 1 Jy = 10-26 Wm-2Hz-1 U B V R I K H J L M 43 école d'astronomie de Porquerolles 2005

Magnitudes stellaires La magnitude bolométrique La magnitude bolométrique apparente mesure la somme de l’éclairement reçu à toutes les longueurs d’ondes. mbol = 2.5 log ebol = 2.52 10-8 Wm-2 mbol mesure de la luminosité L d’une source rayonnant de façon isotrope placée à la distance d mbol = 0.25 + 5 logd – 2.5 log L/L avec L = 3.827 1026 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 = mbol - mV C’est la correction (toujours négative) qu’il faut apporter aux magnitudes apparente et absolue pour rendre compte du rayonnement total de l’étoile. Ces corrections sont tabulées en fonction de la température. 44 école d'astronomie de Porquerolles 2005

Magnitudes stellaires 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 d’ondes et d’en déduire la température de la source. 45 école d'astronomie de Porquerolles 2005

Magnitudes stellaires Hypothèse: l’espace est parfaitement transparent. Problème de l’absorption interstellaire ! 46 école d'astronomie de Porquerolles 2005

Photométrie et spectroscopie outils de base de l’astrophysique L’astrophysique est née au moment ou les astronomes ont compris qu’ils pouvaient déduire les propriétés physique et chimique des astres qu’ils observaient à partir de la mesure et de l’analyse des propriétés de leur lumière. 47 école d'astronomie de Porquerolles 2005

Couleur et température des étoiles Constellation d’Orion Betelgeuse d = 200 pc Supergéante rouge Teff = 3000 K Rigel d = 250 pc Super géante bleue Teff= 10000 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 T4 Surface de l’étoile de rayon R: S = 2 R2 48 école d'astronomie de Porquerolles 2005

Étude des étoiles par la photométrie Distance, magnitudes, luminosités et température des étoiles les plus brillantes 49 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 Fbol =  Teff 4 Luminosité stellaire et Rayon stellaire L = Fbol 4R 2 Flux apparent et diamètre angulaire fbol = Fbol R 2 / d 2 =  Teff 4  2 / 4 R = d (fbol /  Teff 4 )1/2 R/R = 107.47  d  = constante de Stefan Fbol = flux bolométrique = flux total émis par unité de surface Teff = température effective = température du CN qui rayonne comme l’étoile L = luminosité = quantité totale d’énergie rayonnée par l’étoile R = rayon stellaire  = diamètre angulaire de l’étoile (en seconde de degré) d = distance de l’étoile (en parsec) 50 école d'astronomie de Porquerolles 2005

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

poussières circumstellaire Diagramme H-R de l’amas globulaire M3 Étude des étoiles par la photométrie Poussières circumstellaire autour d’une étoile jeune HD 100546 B9 Vne Teff 10500 K L = 36 L d = 103 pc Mesure photométriques Spectre théorique Étoile poussières circumstellaire Image en bande K OA ADONIS 3.60m ESO Diagramme H-R de l’amas globulaire M3 52 école d'astronomie de Porquerolles 2005

Les quatre types de spectres La spectroscopie en astronomie les spectres stellaires du père Secchi, Observatoire du Vatican (1863 à 1868) Le spectrographe Les quatre types de spectres La grande variété des spectres stellaires 53 école d'astronomie de Porquerolles 2005

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

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

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 56 école d'astronomie de Porquerolles 2005

dans le Grand Nuage de Magellan 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 57 école d'astronomie de Porquerolles 2005

Le spectre révélateur de la complexité des astres Spectre d’une nébuleuse gazeuse NGC 3372 Nébuleuse de eta Carinae 58 école d'astronomie de Porquerolles 2005

Log W/ = logA + log  gi f + mod W = Largeur équivalente Analyse du profil des raies spectrales: détermination des abondances La détermination de la composition chimique des astres est fondamentale pour l’étude de leur formation et de leur évolution. L’abondance d’un élément chimique mesure sa quantité relative à celle de l’hydrogène, A = NA / NH. 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 Courbe de croissance Log W/ = logA + log  gi f + mod log  gi f W = Largeur équivalente W  I Analyse spectroscopique  mesure de W pour les raies en absorption d’un même élément chimique. Modèle d’atmosphère stellaire  calcul de W en fonction de paramètres caractérisant les raies spectrales (, gi, f), des paramètres du modèle (température Teff, gravité log g, micro turbulence ) et de l’abondance de l’élément chimique A. 59 école d'astronomie de Porquerolles 2005

Analyse du profil des raies spectrales: détermination des abondances Méthode de l’utilisation directe du profil de raie spectroscopie  tracé du spectre observé de l’étoile. Modèle d’atmosphère stellaire  calcul du spectre théorique Ical () en fonction des paramètres physiques du modèle (température Teff, gravité log g, micro turbulence ) des paramètres caractérisant les raies des différents éléments chimiques et leurs abondances A = NA / NH. Spectre observé Spectre calculé intensité Longueur d’onde 60 école d'astronomie de Porquerolles 2005

Analyse du profil des raies spectrales: effets dynamiques Composante radiale du Mouvement propre Mesure de la longueur d’onde d’une raie déplacée par effet Dopler-Fizeau. Comparaison avec la longueur d’onde du laboratoire. Vitesse de l’étoile projetée sur la direction de visée  / λ0 = Vr / с = z Vt Vr Vabs X Y Z Vr = 200 km/s Vr = 2250 km/s 61 école d'astronomie de Porquerolles 2005

Analyse du profil des raies spectrales: effets dynamiques 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 d’une étoile double Spectre de l’étoile 1 Spectre de l’étoile 2 Étoile 1 1 2 3 G Etoile 2 VR1 VR2 VR t P K1 K2 V0 Courbe de vitesse radiale 62 école d'astronomie de Porquerolles 2005

Analyse du profil des raies spectrales: effets dynamiques Rotation stellaire Chaque région du disque stellaire présentant une même vitesse parc rapport à l’observateur 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 d’estimer la vitesse de rotation de l’étoile projetée sur la ligne de visée. Vpro = Vrot sin i = FWHM / 2 Rotation stellaire FWHM Spectre observé 1 IR/2 IR 63 école d'astronomie de Porquerolles 2005

Analyse du profil des raies spectrales: effets dynamiques Rotations, expansions, d’une enveloppe circumstellaire L’analyse du profil d’une raie permet de déduire des paramètres morphologiques de l’enveloppe 64 école d'astronomie de Porquerolles 2005

Champ magnétique solaire Analyse du profil des raies spectrales: effets physiques Champ magnétique stellaire Élargissement par levée de dégénérescence des niveaux d’énergie atomique sous l’effet d’un champ magnétique (effet Zeeman). Champ magnétique solaire Dédoublement des raies sous l’effet du champ magnétique Etoile HD 32633   0,5 Å H  50000 G 65 école d'astronomie de Porquerolles 2005

L’univers révélé par la lumière 66 école d'astronomie de Porquerolles 2005

Pb: pollution du ciel nocturne par les lumières humaines 67 école d'astronomie de Porquerolles 2005