Pr

1
 aperçu local 
photosphère 1 à 0.1 rayon total
2
Formation du Continu
noyau
Photosphère
3
Absorptions
Emissions
4
Paramètres associés aux spectres photosphériques
Variation de paramètres  locaux 
T(t) p(t)
Paramètres  photosphériques 
Température effective (Teff) Gravité
superficielle (log g)1 Composition chimique
permettent de prédire la forme des spectres
également paramètres analogues aux
paramètres stellaires fondamentaux
Masse, Température, Luminosité et composition
chimique
1 Logarithme de laccélération gravifique
exprimée en unité c.g.s.
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
H
H
Type spectral A7 V 2 masses solaires
H
H
He I
He I
Type spectral B8 V 3 masses solaires
9
CH
H
Type spectral G5 V 1 masse solaire
H
H
Type spectral A7 V 2 masses solaires
10
Intensité relative des raies spectrales
Type spectral
Bon indicateur du type spectral et de la
température effective !
11
Abondance plus grande surface de raie plus
grande largeur équivalente plus grande
Type spectral B2 V
H
He I
Les éléments les plus légers on également un
profil de raie différent de celui des autres
éléments
12
Quelles causes délargissement des raies
spectrales
Absorption de la lumière par un atome
H
l
Conditions  idéales  Durée de vie infinie des
niveaux dénergie Atome au repos ( Température
0 K ) Atome isolé (pas de collisions pression
nulle)
13
Quelles causes délargissement des raies
spectrales
l
Absorption de la lumière par un atome
H
l ? Dl
Conditions réelles Atome en mouvement (
Température gt 0 K )
Forme  gaussienne 
l
Influence le corps de la raie
14
Quelles causes délargissement des raies
spectrales
l
Absorption de la lumière par un atome
H
l
Conditions réelles Plusieurs atomes qui
interagissent (pression non nulle)
H
Forme  lorentzienne 
Influence les ailes
15
Quelles causes délargissement des raies
spectrales
l ? Dl
l
Absorption de la lumière par un atome
H
l ? Dl
Conditions réelles Atome en mouvement (
Température gt 0 K ) Plusieurs atomes qui
interagissent (pression non nulle)
H
Profil réel dune raie convolution dun profil
gaussien et dun profil lorentzien
16
Quelles causes délargissement des raies
spectrales
l ? Dl
l
Absorption de la lumière par un atome
H
l ? Dl
Conditions réelles Atome en mouvement (
Température gt 0 K ) Plusieurs atomes qui
interagissent (pression non nulle)
H
Sensible à la pression
Profil de Voigt Profil réel dune raie
convolution dun profil gaussien et dun profil
lorentzien
Sensible à la température
17
Quelles causes délargissement des raies
spectrales
l ? Dl
l
Absorption de la lumière par un atome
H
l ? Dl
Conditions réelles Atome en mouvement (
Température gt 0 K ) Plusieurs atomes qui
interagissent (pression non nulle)
H
Sensible à la pression
Profil de Voigt Profil réel dune raie
convolution dun profil gaussien et dun profil
lorentzien
Sensible à la température
Egalement sensible à la composition chimique
18
Naine A0 log g 4.0
19
Naine A0 log g 4.0 Supergéante A0 log g 2.5
20
Largeur équivalente dune raie dhydrogène
Largeur équivalente
V
III
I
Température effective
Pour Teff lt 8500 K, les raies dhydrogène sont
sensibles à la Teff Pour Teff gt 8500 K, les raies
dhydrogène sont sensibles à la Teff et au log g
21
http//nedwww.ipac.caltech.edu/level5/Gray/frames.
html
Principaux critères de température et de log g
Etoiles O
Apparition de lHe II notamment à l 4542, 4200
A Diminution des raies de lHe I et des raies
dHydrogène
Etoiles B
Raies de lHe I atteignent leur intensité
maximale (p.ex. l 4471, 4388, 4026 A ) Raies
dHydrogène
Etoiles A
Raies dhydrogène atteignent leur intensité
maximale Raies des métaux 1x ionisés
22
http//nedwww.ipac.caltech.edu/level5/Gray/frames.
html
Principaux critères de température et de log g
Etoiles F
Les raies dhydrogène diminuent Apparition de la
bande moléculaire G du CH Raies de métaux 1x
ionisés
Etoiles G
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
Quelles causes délargissement des raies
spectrales
Elargissement
surface cste
24
Quelles causes délargissement des raies
spectrales
1. Rotation axiale de létoile
Ex Angle dinclinaison 90 degrés
Véqu.

élargissement à surface constante
Véqu.
25
Quelles causes délargissement des raies
spectrales
1. Rotation axiale de létoile
Ex Angle dinclinaison 45 degrés
Véqu. x sin (i) 0.7 x Véqu.

élargissement à surface constante
Véqu. x sin (i) 0.7 x Véqu.
26
Quelles causes délargissement des raies
spectrales
Vitesse apparente (V sin i 0 km/s)
Type spectral B8 V
He
H
27
Quelles causes délargissement des raies
spectrales
Si i 90 Période de révolution 3 jours
Vitesse apparente (V sin i 50 km/s)
Type spectral B8 V
He
H
Ne pas oublier la résolution spectrale
instrumentale !
28
Température effective (K)
Lien avec type spectral et classe de luminosité
Log g lt 2.5
2.5 lt Log g lt 3.5
3.5 lt Log g lt 4.0
Log g gt 4.0
29
Température et type spectral
http//cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-data_query?
bibcode1994AJ....107..742Gdb_keyASTlink_typeA
BSTRACThigh40a3454dff13983
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.htm
  l
• Liste de raies spectrales
• http//www.ucm.es/info/Astrof/invest/actividad/sp
  ectra.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 dos?
Programme lhires (fortran) dajustement pour linux
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 !
Répertoire de travail
Librairie minuit (minimisation par moindres
carrés)
Liste des paramètres utilisés pour le calcul de
la grille (Teff, logg)
Lancer le fichier  make.bat  devrait construire
la librairie minuit et compiler le programme
lhires.f dans le répertoire de travail.
33
CDROM
Contrôle des paramètres à ajuster
Spectre à ajuster
Régions spectrales à ajuster
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).
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_at_oma.be