Lumière des étoiles PHOTOMÉTRIE 2 techniques d’analyse SPECTROSCOPIE

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

Magnitude apparente Plus brillant

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

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

Magnitude absolue Plus brillant

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

Couleurs

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

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

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)

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

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)

Conséquences de la loi de Planck L’énergie TOTALE émise (flux F – surface sous la courbe) augmente comme: Loi de Stéphan Bolzmann T x 2 F x 16

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

La loi de Planck

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

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

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

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

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)

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

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

Le type spectral G2 - Soleil

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

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

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