Photométrie & étoiles variables

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1 Photométrie & étoiles variables
Christophe Martayan Astro à l’école 27/10/2006

2 Sommaire Evolution stellaire Photométrie, TPs Etoiles variables
Protocole expérimental, notions à aborder Photométrie champs/amas Etoiles variables Les systèmes multiples Etoiles variables/pulsantes Etoiles Be Autres étoiles variables Autres TPs photométriques Belles images

3 Evolution stellaire En très très résumée

4 Diagramme Hertzprung Russel (HR)
Supergéantes AGB, RR Lyr, Cep O Géantes rouges B Etoiles chaudes: massives (blanc bleu) Etoiles froides: (jaune rouge) Etoile jeune: « naine » Etoile évoluée: « géante » Relatif au type d’étoiles ZAMS A Séquence principale Naines blanches

5 Classification spectrale
OBAFGKM « Oh Be A Fine Girl Kiss Me. »

6 Evolution étoile Soleil
Géante rouge qqes Mans He->C O Séquence principale 10 Gans H->He B Nébuleuses planétaires Pré-séquence principale qqes Mans A Séquence principale Naines blanches Naines noires Evolution étoiles naines rouges qqes 100 Gans

7 Evolution étoiles massives
Etoiles O les plus massives T>35000K Supernova, trou noir Etoiles B précoces K M>10Msoleil Etoiles O tardives K M<30Msoleil Cycles CNO->Fe, nucléosynthèse explosive Supernova, étoiles à neutrons, qqes Mans O Etoile A K Etoile B tardives K M<10Msoleil Évolution type soleil qqes 10Mans ->naine blanche B A Séquence principale Naines blanches

8 Photométrie et TPs

9 Le spectre électromagnétique
Rayons gamma Rayons X Ultra-violets Infra-rouges Ondes radio. visible Hautes énergies Basses énergies l

10 CCD CCD: charge couple device, ph -> e-
Pixels (picture element) inventé par P. Lena = cellules réceptrices de la lumière Différences de gain/sensibilité Pixels chauds/morts/gris Filtres ESO WFI (Tel. 2.2m La Silla)

11 Photométrie de champs

12 Protocole expérimental 1
Pré-requis: Télescope/lunette, mise en station, coordonnées, mouvements (diurne, apparent, propre, etc) Protocole à définir suivant le but choisi Propriétés des instruments Degrés de fiabilité, précision photométrique Dérive dans le temps Etc.

13 Protocole expérimental 2
Mesures photométriques flux (par quelle méthode?) Isophotale (sophistiquée, optimale champ encombré) Ouverture (la plus simple, bien en général) Problèmes des contaminations CCD

14 Protocole expérimental 3
Photométrie des objets Absolue (compliquée, corrections extinction atmosphérique, interstellaire) Apparente Par comparaison ou instrumentale (plus simple): mag=-2.5log(flux/flux_référence) Etoile de référence en flux (Véga) =standard ou étoiles non variables dans le champ observé =échantillon témoin

15 Photométrie de champs/amas

16 Photométrie de champs Etoiles froide, chaude
Diagramme couleur/magnitude U O B A B Chaudes Froides + lumineux U B V R M. R - lumineux Long. ondes Amas SMC NGC330

17 Photométrie de champs Détermination d’âges d’amas d’étoiles par des isochrones de diagrammes couleur/magnitude

18 Photométrie de champs Intérêt des différents filtres Couleurs étoiles
Percer les nuages de matière

19 Photométrie de champs Mesure de positions et déplacement propre des étoiles (nécessite de bons calibrages, de bonnes mesures et de la patience: suivi sur plusieurs années).

20 Etoiles variables

21 Suivi photométrique Suivi de champs sur plusieurs heures/jours/mois/années. Identification des étoiles Détection des variables Identification du type de variabilité

22 Les systèmes binaires ou multiples
Apparents (aucun lien physique) Photométriques (éclipses partielles ou totales des composantes, liées par la gravité) Spectroscopiques (décalage en vitesses radiales, plusieurs composantes dans le spectre) Alcor/Mizar de la Grande Ourse

23 Binaires spectroscopiques à 2 spectres

24 Binaires spectroscopiques et photométriques

25 Binaires photométriques
Larges gammes de périodes : quelques heures à plusieurs années. Déterminer la période de variation: utiliser le programme period04 (FFT, fenêtre, alias) Tracé en phase. Construire un modèle de la binaire, prévoir les éclipses.

26 Binaires photométriques
Composantes +/- lumineuses Système +/- incliné par rapport à l’observateur

27 Sites web SIMBAD (database liste et infos étoiles, astres)
VIZIER (database de tout, photométrie, images, paramètres, etc) WEBDA (infos sur les amas d’étoiles) Period04 (MacOSX, linux, WXP)

28 Les étoiles variables/pulsantes
SPB, b Cep

29 Etoile variable: céphéide
SPB, b Cep Delta Cep: 22h 29mn s +58° 24’  ’’

30 Céphéides Découvertes par H. Leavitt en 1912
A trouvé une relation entre magnitude absolue et période de variation Phase de combustion de He->C, Couches externes subissent des variations de pression: oscillations du rayon et de lumière Qques Mans Masse*: 3-15Msoleil

31 E=L/(4r2) =>magnitude apparente
µ=m-M=5log(d)-5(+extinction) <M>=alogP+b P:période jours, <M>:moyenne magnitude absolue Calib: A=-1.76 b=-0.65 (fonction du filtre) P mesurée+valeur apparente de magnitude =>distance de l’étoile Méthode utilisée pour déterminer les distances de galaxies.

32 BP Cir T. Sp. : F2II Cépheide Période : 2,39812 j SW Dra T. Sp. : F2 Variable pulsante de type RR Lyrae Période : 0, j

33 Etoile variable: Mira Ceti
SPB, b Cep Mira Ceti: 02h 19mn s -02° 58’ ’’ Supergéante rouge, fin de vie, phase d’instabilité

34 RS Her T. Sp. : M4e Variable pulsante de type Mira Période: 218,1 j

35 Etoile variable: SPB, b Cep
b Cep: 21h 28mn s +70° 33’ ’’

36 Cet T. Sp. : B2IV Variable pulsante de type  Cephei Période : 0, j V796 Cas T. Sp. : B7III Variable pulsante de type SPB Période : 1,16086 d

37 Pulsations Onde a l’intérieur de l’étoile, courbée par le changement de vitesse du son Le parcours de l’onde dépend de la structure interne de l’étoile Oscillations dues a des ondes accoustiques qui se propagent a l’interieur de l’etoile. Elles commencent a la surface et se deplacent vers le centre de l’etoile. Mais leur parcours se courbe a cause du changement de la vitesse du son dans l’etoile. Le parcours exact depend donc de la structure interne.

38 l = nb total de lignes séparatrices m = nb de lignes en longitude
La surface de l’etoile est divisee en zones par l lignes. M d’entre elles correspondent a des lignes de latitude. l = nb total de lignes séparatrices m = nb de lignes en longitude Schrijvers 1999 Xi Hy G7III Beta Hy B9III

39 Etoiles variables: Be Programmes scientifiques en collaboration avec des amateurs

40 Differents types de profils de raie
Slettebak 1979

41 Variabilité à long et court terme des étoiles Be
Etoile Be: o Cas Long terme Court terme Période : 1,257 j

42 Variations variation rapide du spectre et de la lumiere (heures – mois) & vent fortement variable O And Hipparcos Hubert & Floquet, 1998

43 éjection épisodique de matière (ans - décennies) : le “phénomène Be”
-> Comment éjecter cette matière? Hipparcos Hubert & Floquet, 1998

44 m Cen : battement de pulsations
Rivinius et al., 1998 -> Il faut des observations sur des années (voire décennies) pour détecter des battements

45 Autres étoiles variables: TTauri
SPB, b Cep T Tauri: 04h 21mn s +19° 32’ ’’ Etoile mag. V~9 Etoile en formation, contraction gravitationnelle

46 Autres variables: Novae,supernovae, étoiles carbonées
Longues périodes (novae, nuages de C), Chance (SN)

47 MR TrA T. Sp. : Ap Si Variabilité due aux Inhomogénéités à la Surface de l’étoile : effets de rotation, Période : 1,85789 j V1072 Sco T. Sp. : A9V Variable pulsante de type  Scuti Période : 0, j

48 Autres TPs photométriques

49 Planètes extra-solaires
Très difficile, Photométrie précise à mieux que 1%, Le système planète/étoile doit avoir une inclinaison permettant de voir les éclipses. Ex: 51 Peg. Encyclopédie des planètes extrasolaires:

50 Astéroïdes Positions et mouvement des astéroïdes
Courbe de lumière des astéroïdes « période » de rotation

51 Ballet des planètes/satellites
Mesures des positions des satellites galiléens de Jupiter. Comparaisons avec les lois de Képler Détermination de la masse de Jupiter Jupiter+Io par Cassini

52 Lois de Képler Définition 2ème loi 3ème loi 1ère loi
Les planètes parcourent des orbites planes, elliptiques. Le Soleil occupe l'un des foyers de l'ellipse. 2ème loi En des durées égales, une planète balaye des aires égales. 3ème loi Le rapport du carré de la période de rotation au cube du demi-grand axe est identique pour toutes les planètes du système solaire. a3/T2=GM/42

53 Belles images

54 Images différentes couleurs

55 Contacts, références Christophe.martayan@obspm.fr
Collaboration avec les amateurs pour les étoiles Be: Coralie Neiner Dictionnaire de l’astronomie Larousse L’aventure de l’Univers CIE Articles sur les étoiles Be, OGLE, Hipparcos, MACHO, etc Sites ESA, ESO, NASA

56 Sites web SIMBAD (database liste et infos étoiles, astres)
VIZIER (database de tout, photométrie, images, paramètres, etc) WEBDA (infos sur les amas d’étoiles) Period04 (MacOSX, linux, WXP) ESO, ESA