Photosphère ~ 1 à 0.1 % rayon total « aperçu local »

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1 photosphère ~ 1 à 0.1 % rayon total « aperçu local »

2 H et He C O N Fe Photosphère noyau épaisseur ~ 0.01 rayon total 90 % dHydrogène (= X) 9 % dHélium (= Y) 1 % dautres éléments = métallicité (= Z) Formation du Continu 0.1 à 1 %

3 Absorptions Emissions Bilan ou

4 Paramètres associés aux spectres photosphériques: Paramètres « photosphériques » Température effective (Teff) Gravité superficielle (log g) 1 Composition chimique = permettent de prédire la forme des spectres Variation de paramètres « locaux » T( ) p( ) 1 Logarithme de laccélération gravifique exprimée en unité c.g.s. … également paramètres analogues aux paramètres stellaires fondamentaux Masse, Température, Luminosité et composition chimique

5 Intensité relative des raies spectrales Type spectral i.e. Température effective

6 Nb délectrons Complexité

7 Intensité relative des raies spectrales Type spectral

8 Type spectral : B8 V ~ 3 masses solaires Type spectral : A7 V ~ 2 masses solaires H H He I H H

9 Type spectral : A7 V ~ 2 masses solaires H H H CH Type spectral : G5 V ~ 1 masse solaire

10 Intensité relative des raies spectrales Type spectral Bon indicateur du type spectral et de la température effective !

11 Type spectral : B2 V He I H Abondance plus grande = surface de raie plus grande largeur équivalente plus grande Les éléments les plus légers on également un profil de raie différent de celui des autres éléments Hélium Largeur équivalente Température effective V III II

12 Absorption de la lumière par un atome Conditions « idéales »: Durée de vie infinie des niveaux dénergie Atome au repos ( Température = 0 K ) Atome isolé (pas de collisions = pression nulle) H Une absorption à une longueur donde donnée ! Quelles causes délargissement des raies spectrales …

13 Absorption de la lumière par un atome Conditions réelles: Atome en mouvement ( Température > 0 K ) H Influence le corps de la raie Forme « gaussienne » Quelles causes délargissement des raies spectrales …

14 H Absorption de la lumière par un atome Conditions réelles: Plusieurs atomes qui interagissent (pression non nulle) H Influence les ailes Forme « lorentzienne » Quelles causes délargissement des raies spectrales …

15 H Absorption de la lumière par un atome Conditions réelles: Atome en mouvement ( Température > 0 K ) Plusieurs atomes qui interagissent (pression non nulle) H Profil réel dune raie = convolution dun profil gaussien et dun profil lorentzien Quelles causes délargissement des raies spectrales …

16 Absorption de la lumière par un atome Conditions réelles: Atome en mouvement ( Température > 0 K ) Plusieurs atomes qui interagissent (pression non nulle) Profil de Voigt = Profil réel dune raie = convolution dun profil gaussien et dun profil lorentzien Sensible à la pression Sensible à la température H H Quelles causes délargissement des raies spectrales …

17 Absorption de la lumière par un atome Conditions réelles: Atome en mouvement ( Température > 0 K ) Plusieurs atomes qui interagissent (pression non nulle) Profil de Voigt = Profil réel dune raie = convolution dun profil gaussien et dun profil lorentzien Sensible à la pression Sensible à la température H H Egalement sensible à la composition chimique Quelles causes délargissement des raies spectrales …

18 Naine A0 log g = 4.0

19 Supergéante A0 log g = 2.5

20 Température effective Largeur équivalente V III I Largeur équivalente dune raie dhydrogène Pour Teff < 8500 K, les raies dhydrogène sont sensibles à la Teff Pour Teff > 8500 K, les raies dhydrogène sont sensibles à la Teff et au log g Hélium Largeur équivalente Température effective V III II

21 Principaux critères de température et de log g: Etoiles O: Etoiles B: Apparition de lHe II notamment à = 4542, 4200 A Diminution des raies de lHe I et des raies dHydrogène http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/Gray/frames.html Raies de lHe I atteignent leur intensité maximale (p.ex. = 4471, 4388, 4026 A …) Raies dHydrogène Etoiles A: Raies dhydrogène atteignent leur intensité maximale Raies des métaux 1x ionisés

22 Principaux critères de température et de log g: Etoiles F: Etoiles G: Les raies dhydrogène diminuent Apparition de la bande moléculaire G du CH Raies de métaux 1x ionisés http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/Gray/frames.html Les raies dhydrogène continuent de disparaître Bande moléculaire G du CH atteint son maximum Apparition de raies de métaux neutres. Etoiles K: Raies de métaux neutres Disparition des métaux ionisés Apparition de molécules plus complexes

23 Elargissement surface = cste Quelles causes délargissement des raies spectrales …

24 + 1. Rotation axiale de létoileEx: Angle dinclinaison = 90 degrés Véqu. élargissement à surface constante Quelles causes délargissement des raies spectrales …

25 1. Rotation axiale de létoileEx: Angle dinclinaison = 45 degrés élargissement à surface constante + Véqu. x sin (i) ~ 0.7 x Véqu. Quelles causes délargissement des raies spectrales …

26 Type spectral : B8 V H He Vitesse apparente (V sin i = 0 km/s) Quelles causes délargissement des raies spectrales …

27 Type spectral : B8 V H He Vitesse apparente (V sin i = 50 km/s) Si i = 90 ° : Période de révolution ~ 3 jours Ne pas oublier la résolution spectrale instrumentale ! Quelles causes délargissement des raies spectrales …

28 Température effective (K) Log g > 4.0 3.5 < Log g < 4.0 2.5 < Log g < 3.5 Log g < 2.5 Lien avec type spectral et classe de luminosité

29 Température et type spectral http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-data_query?bibcode=1994AJ....107..742G&db_key=AST&link_type=ABSTRACT&high=40a3454dff13983

30 Quelques liens: http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/Gray/frames.html Atlas spectral Voir également programme SPECTRUM http://physics.nist.gov/PhysRefData/ASD/index.html Liste de raies spectrales http://www.ucm.es/info/Astrof/invest/actividad/spectra.html Page de liens vers des catalogues et des atlas de spectres calculés et observés http://nova.astro.umd.edu/Synspec43/synspec.html Programme SYNSPEC + spectres synthétiques

31 CDROM: Quelques spectres synthétiques en format pdf Programme lhires (fortran) dajustement pour linux Programme lhires (fortran) dajustement pour dos? Spectres tests pour les ajustements (resolution spectrale: 12000) Programme pour la correction des vitesses radiales Pour le calcul de HJD voir http://www.physics.sfasu.edu/astro/javascript/hjd.html

32 CDROM: Compilateurs Répertoire contenant la grille de spectres synthétiques Uniquement utilisable entre 4000 et 4500 A ! Liste des paramètres utilisés pour le calcul de la grille (Teff, logg) Répertoire de travail Librairie minuit (minimisation par moindres carrés) Lancer le fichier « make.bat » devrait construire la librairie minuit et compiler le programme lhires.f dans le répertoire de travail.

33 CDROM: Fichier *.inp : introduction de données. Ajustement final sauvegardé dans « fit.out » (col. 1: longueurs donde; 2: Observations; 3: Ajustement) Paramètres finaux imprimés sur lécran (ne pas tenir compte des erreurs affichées). Contrôle des paramètres à ajuster Spectre à ajuster Régions spectrales à ajuster

34 Minuit.inp: Indice des paramètres à ajuster, ou pas Nom des paramètres à ajuster, ou pas Valeur initiale Limites de validité Erreur estimée sur la valeur initiale Si = 0, alors le paramètre nest pas ajusté. Demande la minimisation des paramètres libres Si la commande ne sy trouve pas, alors le programme fourni un spectre synthétique calculé pour les valeurs indiquées. A noter que si les longueurs donde nont pas été corrigées, RV est la vitesse radiale topocentrique. Elle doit être ramenée au barycentre du système solaire. (voir programme bcv.f ) http://users.skynet.be/yves.fremat/larochelle.htm Yves.fremat@oma.be