Phm - Observatoire de Lyon – janvier 2014 Atmosphère atmosphère... Phm - Observatoire de Lyon – janvier 2014

La lumière des astres

Courbes du corps noir de 100K à 15000K Rapport corps noir : 6000 à 7000K 1.85 6000 à 10000 : 7.7 4000 à 6000 : 5.1 ► La lumière des astres

Températures ► La lumière des astres

Atmosphères stellaires Phostosphère Rayonnement du corps noir émis et réabsorbé Les photons peuvent s’échapper La lumière sort de l’étoile La température décroît. L’étoile rayonne dans toutes les directions et l’observateur voit… ► La lumière des astres

Atmosphères stellaires Uniquement les photons sortant dans sa direction Sous forme d’un corps noir à la température de la photosphère Spectre continu Mais dans la photosphère il y a des particules absorbantes… ► La lumière des astres

Atmosphères stellaires Des photons sont absorbés et réémis dans toutes les directions Ils sont perdus pour l’observateur. Spectre de raies Comme ils correspondent aux longueurs d’onde caractéristiques des éléments absorbants, ils se créent des raies sombres dans le spectre. ► La lumière des astres

Atmosphère solaire - Assombrissement centre bord T0 > Tinter > Text. Dans la photosphère La température décroît de l’intérieur vers l’extérieur. Le rayonnement de corps noir à est plus faible que celui à Text. T0 (Stefan) La lumière venant du bord est émise par des couches en moyenne moins chaudes qu’au centre. Le rayonnement de bord sera moins intense. photosphère C’est l’assombrissement centre-bord. T0 Text. Test pour modèle d’atmosphère solaire. ► La lumière des astres

Spectres des atomes ions et molécules Les atomes peuvent être neutres, ionisés ou associés en molécules. L’état de l’atome 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 H I, He I, Ca I, Fe I H II, Fe II O III, Fe IV, Fe XVI,... 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. Durée de vie - probabilités de transitions Raies interdites [O III], [S II],... ► La lumière des astres

Intensité des raies L’intensité d’une raie est principalement fonction : - du nombre d’atomes ou d’ions dans l’état de départ de la transition (absorption ou émission) - de la probabilité de transition de la raie (mécanique quantique de l’atome ou de l’ion) Le peuplement des niveaux est fonctions de : - la température - la pression (chocs) - du rayonnement ► La lumière des astres

Eléments visibles et température La de raies spectrales est fonction de la température qui affecte : présence ou l'absence - les des niveaux d’excitation populations - les d’un même élément dans ses différents états d’ionisation proportions ► La lumière des astres

Potentiels d’ionisation ►

Classification des étoiles ►

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 391000 étoiles dans le Henry Draper Catalogue. Fraunhofer Secchi Pickering 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 : O, B, A, F, G, K, M Classification actuelle avec sous classes A0 à A9, B0 à B9... A0 plus près de B9 que de A9... ► La lumière des astres

Etoiles rouges. Bandes de ZrO. Autres bandes YO, LaO et TiO. Type T(K) Caractéristiques principales Etoiles bleues Spectre d'atomes ionisés plusieurs fois : HeII, CIII, NIII, OIII, SiIV, HeI visible, HI faible O 35 000 O 5 21 000 B Etoiles bleues-blanches HeII disparaît, HeI (403nm) la plus forte dans la classe B2., puis s'affaiblit et disparaît à B9. La raie K de CaII devient visible à B3. HI devient plus fort. Visibles : OII, SiII, MgII. B 13 500 B 5 9 700 A 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. A 8 100 A 5 7 200 F Etoiles jaunes-blanches . HI devient plus faible, H et K de CaII plus forte. Autres raies FeI, FeII, CrII, TiII F 6 500 F 5 6 000 G Etoile jaune. HI toujours plus faible, H et K très fortes à G0 Raies métalliques plus fortes et bien visibles. Raies de CN dans les étoiles géantes. Soleil G2 G 5 400 G 5 4 700 K 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 K5. K 4 000 K 5 3 500 M Etoiles rouges .Bandes de TiO fortes. CaI 422.7nm très forte. Beaucoup de raies d'éléments neutres et raies moléculaires. M 2 600 M 5 Etoiles carbonées. Etoiles très rouges. Raies moléculaires de C2, CN, CH. Pas deTiO. Raies spectrales comme les étoiles K et M. C 3 000K N 3 000K Etoiles rouges. Bandes de ZrO. Autres bandes YO, LaO et TiO. ► Fichier : tab_classification_etoiles.pdf La lumière des astres

Caractéristiques des étoiles de la classification de Harvard Temp. Surface Couleur Masse Rayon Luminosité Raies   ( kelvins ) conventionnelle apparente (masses solaires) (rayons solaires) (bolom.) Hydrogène O >= 33,000 bleu >=16 >=6.6 >= 30,000 Faibles B 10,000 -33,000 bleu à blanc bleu blanc bleu 2.1 - 16 1.8 - 6.6 25 - 30,000 Moyennes A 7,500 -10,000 blanche blanc à bleu blanche 1.4 - 2.1 1.4 - 1.8 5 - 25 Fortes F 6,000 -7,500 jaunâtre blanche 1.04 - 1.4 1.15 - 1.4 1.5 - 5 G 5,200 -6,000 jaune 0.8 - 1.04 0.96 -1.15 0.6 - 1.5 K 3,700 -5,200 orange jaune orange 0.45 - 0.8 0.7 - 0.96 0.08 - 0.6 Très faibles M <= 3,700 rouge orange rouge <= 0.45 <= 0.7 <= 0.08 ► La lumière des astres

Spectres d'étoiles ► La lumière des astres

Spectres d'étoiles Effet de la température Spectres de Véga (A0V) et d’Arcturus (K2III) ► La lumière des astres

Classification de Yerkes Critère : largeur des raies fortes plus ou moins élargies par effet de pression. Directement lié à la luminosité des étoiles Type Nom Densité atmosphère Ia Les étoiles supergéantes les plus lumineuses très diluée à plus dense Ib Les supergéantes les moins lumineuses II Géantes lumineuses III Géantes normales IV Sous-géantes V Etoiles de la séquence principale (naines) ► La lumière des astres

Spectres d'étoiles Effet de la pression Raie H( HD 223385 A2I q Aurigae A0pIII a2 Geminorum A2V ► La lumière des astres

Etoiles et Stellarium Lancer Stellarium 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 l’atmosphère ► La lumière des astres

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

FIN La lumière des astres