Lumières d’étoiles • Le spectre électromagnétique • Caractéristiques des étoiles • Le diagramme HR

Le spectre électromagnétique 1663 : Newton achète un ouvrage d’astrologie 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 l’arc-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 jusqu’au 20e siècle, lorsqu’on s’apercevra que la lumière présente à la fois des comportements ondulatoires et corpusculaires

Le spectre électromagnétique - 2 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 qu’une toute petite partie du spectre électromagnétique, correspondant aux fréquences auxquelles l’œil humain est sensible Le domaine visible correspond : • au maximum d’émission du soleil • à une excellente transparence de l’atmosphère terrestre → adaptation naturelle (Darwin) Herschel Ritter

Le spectre électromagnétique - 3 Les domaines spectraux Historiques / Conventionnels Correspondent aussi à des processus de différentes natures / énergies Fréquence ν – Longueur d’onde λ Vitesse de la lumière : c = 3 × 108 m/s Énergie Constante de Planck : h = 6.63 × 10−34 J·s

Le spectre électromagnétique - 4 Le corps noir (1) Corps parfaitement absorbant → seule la radiation émise par l’objet, en raison de sa température, est détectée (pas de réflexion) Corps plus chaud → pic d’émission λmax à plus haute fréquence Loi du déplacement de Wien : C ≈ 3 × 10−3 m·K ≈ 3000 μm·K Exemples : Soleil : T ≈ 5800 K → λmax ≈ 0.5 μm Terre : T ≈ 300 K → λmax ≈ 10 μm

Le spectre électromagnétique - 5 Le corps noir (2) Loi de Stefan-Boltzmann : Flux total = énergie totale émise par unité de surface et de temps Constante de Stefan : σ ≈ 5.7 × 10−8 W·m−2K−4 Loi de Planck : Flux émis par unité de fréquence : Jozef Stefan

Le spectre électromagnétique - 6 Le corps noir (3) Loi de Planck : Flux émis par unité de longueur d’onde : Ou encore : c1 ≈ 3.7 × 10−16 J·m2s−2 c2 ≈ 0.0144 m·K Conservation de l’énergie → Max Planck

Le spectre électromagnétique - 7 Types de spectres Lampe à incandescence → spectre continu Gaz chaud → raies d’émission (1) Gaz froid devant une lampe → spectre continu + raies d’absorption (2) E e– (1) (2)

Caractéristiques des étoiles Spectres stellaires Généralement : continu + raies d’absorption Intérieur de l’étoile très chaud et opaque → spectre continu Couches extérieures plus transparentes et moins chaudes → raies d’absorption Remarque : Les astronomes mesurent souvent les longueurs d’onde en Angström (Å) 1 Å = 10−10 m = 0.1 nm

Caractéristiques des étoiles - 2 Types spectraux Étoiles classées selon l’aspect du spectre (ex : force raies d’hydrogène) → séquence O B A F G K M (Oh be a fine girl kiss me…)

Caractéristiques des étoiles - 3 Aspect du spectre d’une étoile L’aspect 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 l’étoile) Remarques : • la surface de l’étoile n’est pas une notion définie avec précision car la pression du gaz diminue graduellement vers l’extérieur • les types spectraux sont divisées en sous-types (0 à 9) → ex : A0, G2

Caractéristiques des étoiles - 4 Température effective La température de surface n’est pas une notion bien définie → on introduit la température effective Teff Teff = température du corps noir qui émet le même flux que l’étoile Luminosité bolométrique Lbol = énergie totale émise par l’étoile par unité de temps (puissance) (R = rayon de l’étoile)

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

Caractéristiques des étoiles - 6 Distance des étoiles La distance des étoiles assez proches peut s’obtenir par triangulation Le mouvement de la Terre autour du Soleil permet de mesurer la parallaxe Au cours de l’année, une étoile proche semble décrire par rapport aux étoiles d’arrière-plan une ellipse de demi grand axe 1 parsec = distance d’une étoile de parallaxe θ = 1″ 1 parsec (pc) = 1 UA × nbre de secondes / radian 1 pc = 206265 UA ≈ 3.26 années-lumière (A.L.) ≈ 3 × 1016 m a d θ

Caractéristiques des étoiles - 7 Les étoiles du voisinage solaire 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

Caractéristiques des étoiles - 8 Les étoiles les plus proches Les 117 étoiles à moins de 20 A.L., par type spectral : O B A F G K M n.br. n.bl. 0 0 2 1 6 16 78 8 6 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.

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

Caractéristiques des étoiles - 10 Magnitude absolue et module de distance La magnitude apparente de l’étoile n’est pas une propriété intrinsèque puisqu’elle dépend de la distance R est généralement inconnu → on définit la magnitude absolue M M = magnitude apparente qu’aurait l’étoile à une distance de 10 pc Module de distance :

Caractéristiques des étoiles - 11 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 → une magnitude est toujours donnée en référence à un filtre Ex : mB, mV, MB, MV,… La constante additive Cte est fixée en référence à des étoiles standards – ex : mi(Vega) = 0 dans tous les filtres Courbes de transmission des filtres UBVRI

Caractéristiques des étoiles - 12 Couleurs Pour quantifier la couleur d’une étoile (ou d’un autre astre), on définit des indices de couleur Ex : mB–mV = MB–MV indépendant de la distance car la dilution géométrique ne dépend pas de la longueur d’onde 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 l’observateur (ex : absorption par des poussières) Courbes de transmission des filtres UBVRI

Caractéristiques des étoiles - 13 Types spectraux et couleurs Différentes températures effectives correspondent à : • différents types spectraux • différentes couleurs O B A F G K M Type spectral 0.0 0.5 1.0 1.5 B–V → relation entre type spectral et couleur de l’étoile • approximative car tous deux dépendent d’autres paramètres que Teff (p.ex. pression et composition chimique)

Le diagramme HR Vers 1910, Ejnar Hertzsprung et Henry Norris Russell portent les étoiles dans un diagramme « Magnitude absolue – Type spectral » Ils se rendent compte que les étoiles ne s’y 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 O B A F G K M Type spectral +10 +5 −5 MV géantes rouges séquence principale naines blanches

Le diagramme HR théorique magnitude absolue ↔ luminosité dans la bande spectrale considérée type spectral ↔ température effective log Lbol log Teff → les théoriciens utilisent un diagramme HR théorique où la luminosité bolométrique est portée en fonction de la température effective (en échelle logarithmique)

Le diagramme HR - 3 L’influence du rayon → droites de rayon constant dans le diagramme HR • 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 (Teff /Teff, ) 0.0 0.5 1.0 +4 +2 −2 R 10R 100R

Le diagramme HR - 4 Classes de luminosité Outre les types spectraux, on a introduit les classes de luminosité Pour une même Teff, une luminosité ≠ correspond à un rayon ≠ Classes : I, II : supergéantes III : géantes IV : sous-géantes V : naines Ex : Soleil : G2V Canopus : F0II

Le diagramme couleur-magnitude Le diagramme HR - 5 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 H.N. Russell E. Hertzsprung Et on utilise souvent un indice de couleur pour représenter Teff (plus facile à obtenir qu’un spectre) → le diagramme HR observationnel est souvent un diagramme couleur-magnitude V V−R

Diagramme couleur-magnitude d’un amas globulaire Le diagramme HR - 6 Diagramme couleur-magnitude d’un amas globulaire Outil privilégié pour l’étude de l’évolution stellaire Ensemble d’étoiles de • même distance • même âge • même composition chimique • différentes masses → étude de l’évolution des étoiles Diagramme couleur-magnitude de l’amas M13

Diagramme couleur-magnitude des étoiles proches Le diagramme HR - 7 Diagramme couleur-magnitude des étoiles proches 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

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