Propri

1
La lumière des astres

• Propriétés
• Température
• Classification
• Diagramme HR
• Rayonnement

Phm - Observatoire de Lyon
2
Carte du ciel
Stellarium
contient 500 000 étoiles
et sur le ciel ?
Champ de 2,5 x 2,5
3
Constellation de la Poupe, a 7h40min d
-1430, champ 2,5
4
La découverte des étoiles
1609 - Galilée découvre la multitude des étoiles
sur le ciel et dans la voie lactée.
Jusquau XIXème siècle, considérées comme
dautres soleils
1785 Herschell premier comptage
1848 Bessel première distance
1848 Fraunhofer spectre du Soleil
1864 Huggins analyse chimique des étoiles
1868 Huggins vitesse radiale de Sirius
1916 Emc2
1920 Eddington propose la fusion nucléaire
Les Pléiades Sidereus Nuncius (1610)
5
Caractéristiques des étoiles
Définitions et caractéristiques
Classification des étoiles
Diagramme HR
Intérieur des étoiles - Evolution
Rayonnement et température
6
Caractéristiques des étoiles
7
Eclat et luminosité
Photométrie mesure des quantités d'énergie
transportées par rayonnement.
Luminosité (L) énergie lumineuse totale émise
par une étoile
Eclat apparent (E) fraction de la puissance
émise par une étoile et reçue sur une surface
unité perpendiculaire à la direction de l'étoile.
Léclat varie comme linverse du carré de la
distance
8
Eclat et luminosité
L'éclat apparent est fonction du domaine
spectral utilisé pour l'observation, de
l'absorption de l'atmosphère et des filtres
utilisés.
Il ne donne aucune indication sur la distance.
Il est faussé par l'absorption interstellaire.
Unités en Watts ou en Jansky (10-16 W . m-2 .
Hz-1)
et en magnitudes
9
Magnitudes
Les anciens répartissaient les étoiles en 6
grandeurs - grandeur 1, les plus
brillantes, - grandeur 2 un peu moins
brillantes, ... - grandeur 6, à peine visibles
à loeil.
La vision et laudition suivent la loi de Fechner
sensibilité logarithmique.
Gustav Fechner (1801-1887)
Maintenant on mesure léclat des étoiles dans une
échelle logarithmique la magnitude.
m C1 log E C2
Echelle raccordée à l'échelle des anciens ? loi
de Pogson (1829-1891)
Norman Pogson (1829 1891)
10
Echelle des magnitudes
Doù vient le facteur a -2.5 ?
Valeur négative, car à une magnitude faible
correspond un éclat élevé.
Les premières mesures photométriques donnaient
approximativement

• étoiles à peine visibles de 6ème grandeur sont
  100 fois moins lumineuses que celles de première
  grandeur.

On a donc 5 magnitudes décart
11
Parallaxes trigonométriques
L'angle sous lequel on voit l'orbite de la
Terre d'une étoile s'appelle la parallaxe p ou A.
Ne pas confondre avec les parallaxes dans le
système solaire.
Le parsec distance à laquelle on verrait une
unité astronomique (distance moyenne de l'orbite
de la Terre autour du Soleil) sous un angle de 1
seconde d'arc.
Première mesure de parallaxe par Bessel en 1838.
Parallaxe de 61 Cygni 0.3 "
Etoile la plus proche Proxima Centauri p
0.762 "
1 parsec 206 265 u.a. 3,262 a.l. 3,086
1016 m.
Mesure à 0,005  " 50 à 100 pc
Précision
12
Parallaxes trigonométriques
Retrouver le nombre du.a. dans un parsec
Par définition
Tangente dun angle très petit assimilable à sa
valeur en radian
13
Système de magnitude
Les mesures d'énergie du rayonnement stellaire
sont fonction
- du domaine spectral et de la sensibilité de
l'appareil.
- de la sensibilité de l'appareil.
domaine visible magnitudes visuelles mV
plaque photographique magnitudes
photographiques mpg ou mpv
cellules photo-électriques et détecteurs
électroniques, le domaine de sensibilité dépend
de la couche sensible.
Si l'on mesure tout le flux magnitudes
bolométriques mB.
14
Systèmes photométriques
On mesure le rayonnement dans des bandes
spectrales au moyen de filtres.
Un ensemble de filtres choisis forme un système
photométrique.
Il existe de nombreux systèmes photométriques
Caractéristiques des filtres
- centre de la bande passante,
- largeur de la bande (largeur à mi-hauteur 90
du flux).

• système UBV le plus simple et plus répandu
• l'ultraviolet (U 365nm, 68nm),
• le bleu (B 440nm,98nm)
• le visible (V 550nm, 89nm).

Avec lextension à linfrarouge IJKLMN
Pour plus de détails, il faut faire de la
spectrographie
15
Indice de Couleurs
Les spectres des étoiles sont assimilés à des
corps noirs à T.
Un indice de couleur mesure le rapport des
éclai- rements entre deux parties spectrales
dune étoile.
Indépendant de la distance (un bémol avec
labsorption interstellaire).
Ce rapport est transformé en magnitude.
Appelé Indice B V
rapport flux en B (bleu) et V (visible)
?
Intérêt de lindice de couleur
16
Indice de Couleurs
Directement relié à la Température.
Soit deux étoiles de température T1 et T2
B
On mesure leurs éclairements en
et V
Indice B V
rapport flux en B (bleu) et V (visible)
bleu
visible
17
Indice de Couleurs
Les flux dans les filtres donnent
En passant en magnitude, l'inégalité s'inverse
bleu
visible
LIndice de couleurs est bien relié à la
Température.
18
Systèmes photométriques
Dans le système UBV, les constantes de la formule
de Pogson sont définies par rapport à létoile
Véga prise comme référence
V 0, U-B B-V V-I 0
En observation, pour tenir compte des différentes
sensibilités des appareils, des différents
télescopes, il faut se raccorder à des étoiles
Standards bien définies.
Sirius -1.46, Canopus -0.60, Soleil -26.78,
pleine lune -12.5
Remarque la magnitude d'un groupe d'étoiles
n'est pas la somme des magnitudes des étoiles.
Système double de deux étoiles identiques.
Magnitude globale m. Magnitude m1 et m2 de chaque
étoile ?
Le nombre d'étoiles visibles à l'oeil nu est
d'environ 6000 sur toute la sphère céleste, dans
de très bonnes conditions atmosphériques.
19
Magnitudes absolues
magnitude d'un objet situé conventionnellement à
la distance de 10 pc.
La distance d est impérativement en parsecs
m - M sappelle le module des distances
indépendant du domaine spectral utilisé.
Quelques Magnitudes absolues
Rapports des flux ?
FAntarès / FSoleil
Soleil L? 4.79
? 10 000
Antarès -4.6
FSoleil / FPr. Centauri
Proxima Centauri 15.45.
Antarès 100 millions de fois plus lumineuse que
Pr. Centauri
20
Etoiles brillantes
Etoile
Spectre
m
M
d
(pc)
B-V
T
V
V
Soleil
G
V
-27
4,79
0,66
5785
2
a
Sirius
A
V
-1,5
1,4
2,7
0,00
9500
CMa
1
a
Arcturus
K
III
-0,06
-0,3
11
1.23
4200

Boo
2
a
Véga
A
V
0,04
0,5
8,1
0,00
10400

Lyr
0
a
Rigel
B
Ia
0,11
-7,0
250
-0,03
12000

Ori
8
a
Deneb
A
Ia
1,25
-7,2
500
0,09
9300

Cyg
2
a
Spica
B
V
0,96
-3,6
80
-0,23
25000

Vir
1
21
Atmosphères stellaires

• La lumière sortant de l'étoile est assimilée à
  celle d'un corps noir à T

• L'atmosphère ou photosphère d'une étoile est la
  zone externe de laquelle nous recevons des
  photons.

• commence là où la probabilité d'un photon de
  sortir est égale à 0,37.

• C'est la zone de formation des raies d'absorption

• Du rayonnement en direction de lobservateur,
  les atomes absorbent des photons qui sont réémis
  dans toutes les directions, donc perdus pour
  lobservateur.

22
Atmosphère solaire - Assombrissement centre bord
T0 gt Tinter gt Text.
Dans la photosphère
La température décroît de lintérieur vers
lextérieur.
Le rayonnement de corps noir à T0 est plus
intense que celui à Text.
La lumière venant du bord est émise par des
couches en moyenne moins chaudes quau centre.
Le rayonnement de bord sera moins intense.
Cest lassombrissement centre-bord.
Text.
T0
Test pour modèle datmosphère solaire.
23
Spectres des atomes ions et molécules
Les atomes peuvent être neutres, ionisés ou
associés en molécules. Létat de latome est
caractérisé par des niveaux d'énergie dont la
probabilité d'existence est propre à l'élément.

• Ionisation perte de un ou plusieurs électrons
  des couches périphériques

• Nomenclature des atomes et des ions
• Atomes neutres H I, He I, Ca I, Fe I
• Atomes une fois ionisé H II, Fe II
• etc 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.

• Durée de vie - probabilités de transitions
• Raies interdites
• O III, S II,...

24
Intensité des raies
Lintensité dune raie est principalement
fonction
- du nombre datomes ou dions dans létat de
départ de la transition (absorption ou émission)
- de la probabilité de transition de la raie
(mécanique quantique de latome ou de lion)
Le peuplement des niveaux est fonctions de
- la température
- la densité.
25
Eléments visibles et température
La présence ou l'absence de raies spectrales est
fonction de la température qui affecte
- les populations des niveaux dexcitation
- les proportions dun même élément dans ses
différents états dionisation
26
Températures
température de couleur Tc.
température cinétique Tk.
température d'excitation Texc.
température d'ionisation Ti.
température électronique Telec.
A l'équilibre thermodynamique, milieu uniforme,
toutes ces températures sont (devraient être)
égales. Concrètement dans un petit volume
équilibre thermodynamique local ou E.T.L.
27

• Classification des étoiles

28
Classification spectrale de Harvard

• Repères historiques
• 1814 Fraunhofer et les raies sombres solaire,
  raies A, B, C, etc.
• 1860 Secchi identifie les raies stellaires
  (éléments chimiques terrestres)
• 1880 Pickering à Harvard classification de
  391000 étoiles dans le Henry Draper Catalogue.

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...
29
Joseph von FRAUNHOFER (1787-1826)
354 raies obscures fixes les unes par rapport aux
autres
Les A, B, C des raies non rien à voir avec les
lettres de la a première classification
30
Le harem de Pickering à Harvard pour la
classification de 391000 étoiles dans le Henry
Draper Catalogue
31
(No Transcript)
32
Classification de Harvard
Type T(K) Caractéristiques principales
O 35 000 (O5) Etoiles bleues, température de surface 20 à 35000K
    Spectre d'atomes ionisés plusieurs fois HeII, CIII, NIII, OIII, SiIV, HeI visible, HI faible
B 21 000 (B0) Etoiles bleues-blanches, température de surface environ 15000K. HeII disparaît, HeI (403nm) la plus fortedans la classe B2, puis s'affaiblit et disparaît à B9.
  13 500 (B5) La raie K de CaII devient visible à B3. HI devient plus fort. Visibles OII, SiII, MgII.
A 9 700 (A0) Etoiles blanches, température de surface 9000K.
  8 100 (A5) HI très fort à A0 et domine tout le spectre, puis s'affaiblit. H et K de CaII deviennent plus fortes. HeI invisible. Raies des éléments neutres apparaissent.
F 7 200 (F0) Etoiles jaunes-blanches, température de surface 7000K.
  6 500 (F5) HI devient plus faible, H et K de CaII plus forte. Autres raies FeI, FeII, CrII, TiII.
G 6 000 (G0) Etoile jaune, température de surface 5500K.
  5 400 (G5) 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.
K 4 700 (K0) Etoiles jaunes-oranges, température de surface 4000K. 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.
  4 000 (K5) Etoiles rouges, température de surface 4000K.
M 3 500 (M0) Bandes de TiO fortes. CaI 422.7nm très forte. Beaucoup de raies d'éléments neutres et raies moléculaires.
  2 600 (M5)  
L 1 3002 000 Naines (stellaire, at aussi sous stellaire) avec des hydrures de métaux et métaux alcalins qui dominent dans leurs spectres
T 700-1 300 Naines brunes les plus froides avec le méthane dans le spectre
Y lt 600 K Ultra-naines brunes (theoretique)
C 3000K Etoiles carbonées Etoiles très rouges, température de surface environ 3000K. Raies moléculaires de C2, CN et CH. Pas de TiO. Raies spectrales comme les étoiles K et M.
S   Etoiles S ont des raies de loxyde de zirconium in plus à (ou plus rarement , au lieu de) celles du titane
D   Naines blanches. Voir tables des sous classes des Naines blanches DA, DB, DO, DQ, DZ, DC, DX, DAB, etc
33
Caractéristiques des étoiles de la classification
de Harvard
Class Temp. Surface Couleur Couleur Masse Rayon Luminosité Raies
  ( kelvins ) conventionnelle apparente (masses solaires) (rayons solaires) (bolometric) Hydrogène
O gt 33,000 K bleu bleu gt16 gt6.6 gt30,000 Faibles
B 10,000-33,000 K bleu à blanc bleu blanc bleu 2.1-16 1.8-6.6 25-30,000 Moyennes
A 7,500-10,000 K blanche blanc à bleu blanche 1.4-2.1 1.4-1.8 mai-25 Fortes
F 6,000-7,500 K jaunâtre blanche blanche 1.04-1.4 1.15-1.4 1.5-5 Moyennes
G 5,200-6,000 K jaune jaunâtre blanche 0.8-1.04 0.96-1.15 0.6-1.5 Faibles
K 3,700-5,200 K orange jaune orange 0.45-0.8 0.7-0.96 0.08-0.6 Très faibles
M lt 3,700 K rouge orange rouge lt0.45 lt 0.7 lt0.08 Très faibles
34
Spectres d'étoiles
35
Spectres d'étoiles
36
Spectres d'étoiles
Effet de la température
Spectres de Véga (A0V) et dArcturus (K2III)
37
Classification de Yerkes
Critère largeur des raies fortes plus ou moins
élargies par effet de pression.
Directement lié à la luminosité des étoiles
38
Classification de Yerkes
Nom   Nomenclature  
I supergéantes a. Ia-0 ( hypergéantes or supergéantes les plus lumineuses (addition tardive)), Exemple Eta Carinae (spectre-particulier) Très dilué
  b. Ia (supergéantes lumineuses), Exemple Deneb (spectre A2Ia)  
  c. Iab (supergéantes lumineuses intermediaires) Exemple Betelgeuse (spectre M2Iab)  
  d. Ib (supergéantes lumineuses moins lumineuses)  
II géantes brillantes a. IIa, Exemple b Scuti (HD 173764) (spectre G4 IIa) La densité
  b. IIab Exemple HR 8752 (spectre G0Iab)  
  c. IIb, Exemple HR 6902 (spectre G9 IIb) croît
III géantes normales a. IIIa, Exemple r Persei (spectre M4 IIIa)  
  b. IIIab Exemple d Reticuli (spectre M2 IIIab) des
  c. IIIb, Exemple Pollux (spectre K2 IIIb)  
IV sous géantes a. IVa, Exemple e Reticuli (spectre K1-2 IVa-III) supergéantes
  b. IVab  
  c. IVb, Exemple HR 672 A (spectre G0.5 IVb) aux
V séquence principale a. Va, Exemple AD Leonis (spectre M4Vae)  
(naines) b. Vab naines
  c. Vb, Exemple 85 Pegasi A (spectre G5 Vb)  
  d. Vz, Exemple LH10 3102 (spectre O7 Vz), située dans le Grand Nuage de Magellan blanches
VI sous naines   Les sous naines sont généralement représentées avec un préfixe sd ou esd (extrême sous naines) devant le spectre.  
  a. sd, Exemple SSSPM J1930-4311 (spectre sdM7)  
  b. esd, Exemple APMPM J0559-2903 (spectre esdM7) Très dense
VII naines blanches   Naines blanches sont représentées avec le préfixe wD ou WD  
39
Spectres d'étoiles
Effet de la pression
Raie H(
HD 223385 A2I q Aurigae A0pIII a2 Geminorum A2V
40
Etoiles brillantes
Etoile
Spectre
Soleil
G
V
Soleil
2
a
a
Sirius
CMa
A
V
CMa
1
a
a
Arcturus

Boo
K
III

Boo
2
a
a
Véga

Lyr
A
V

Lyr
0
a
a
Rigel

Ori
B
Ia

Ori
8
a
a
Deneb

Cyg
A
Ia

Cyg
2
a
a
Spica

Vir
B
V

Vir
1
41

• Diagramme HR

42
Diagramme HR
Classer les étoiles
par leur luminosité en fonction de la température.
Hertzsprung (1873-1967) 1911 - Etoiles d'amas
(même distance)
Russel (1877-1957) 1913 Etoiles proches de
distances connues
43
Diagramme HR
Températures par analyse spectrale
Magnitudes absolues par mesures photométriques
et parallaxes.
En abscisses Température Classe spectrale
Indice (B-V)

• Remarques
• les abscisses décroissent de gauche à droite,
• les ordonnées décroissent de bas en haut.

44
Diagramme HR
Instantané dune population
Durée de vie des étoiles 1010 ans
Durée de vie dun homme 102 ans
Rapport 108
Ce qui correspond à 0,1 seconde dune vie humaine.
Le diagramme permet d'observer les étoiles
- qui restent longtemps dans des états stables
- qui sont nombreuses à un stade dévolution.
45
Premier Diagramme HR de Hertzsprung
46
Distances des étoiles
Evaluer la distances des étoiles, cest nous
placer dans lUnivers.
Evaluer les distances par triangulation
méthode des parallaxes trigonométriques Unité des
astronomes le parsec (3 1013 km, 206265 u.a.)
Permet de mesurer correctement jusquà 500
pc. Seule méthode directe de mesure des distances
des étoiles !
et pour mesurer plus loin les parallaxes
spectroscopiques
avec les magnitudes absolues m - M 5 log
d - 5
les étalons secondaires étoiles remarquables
(céphéides, RR Lyrae,...)
... Loi de Hubble
Pour fausser le jeu labsorption interstellaire
47
Distances des amas détoiles
Deux grands groupes damas détoiles
! amas ouverts
! amas globulaires
La relation du module des distances est constante
pour toutes les étoiles de lamas
Lajustement sur un diagramme HR conventionnel
permet de trouver ce module puis la distance.
48
Diagramme HR d 10 parsecs
49
Diagramme HR Amas M11
Superposons les deux graphiques Même échelle en
abscisses et ordonnées
50
Diagramme HR Amas M11 et M67
Superposons les deux graphiques Même échelle en
abscisses et ordonnées
magnitude dune étoile de lamas
Supposons lamas 10 fois plus près.
Tous lamas est décalé vers le haut de 5
magnitudes.
51
Diagramme HR Amas M11
Décalage des ordonnées
13 magnitudes
Pour chaque étoile de l'amas
m - M 13
m - M 5 log d - 5
d 4000 pc
pamas 0,00025 "
52
Hipparcos
Satellite dédié à lAstrométrie pour mesurer ?
les positions détoiles ? les parallaxes ? les
mouvements propres lancé en 1989, observa
jusquen 1993.
Résultats Mesure les positions de 118 000
étoiles, précisions 0,001 seconde darc
() Catalogue Tycho 1 000 000 détoiles à
0,005 Nombre détoiles de distances connues
100. Précision 10 Distance atteinte
20.
erreur sur la distance
De la relation parallaxe
A 500 pc distance connue à 50 près
Rayon de la Galaxie 15 kpc.
53
D'Hipparcos à GAIA
Gaia Satellite astrométrique Lancement en
décembre 2012 pour une mission de 5 ans Orbite à
1,5 million de km, dans la direction opposée
Soleil (point de Lagrange L2). Précision
attendue 10 mas à V 15 (mas milli arc
seconde)
Observations

• plus d'un milliard d'étoiles dans toute la
  Galaxie, et au-delà.
• jusqu'à la magnitude 20-21
• 220 millions jusquà 27 000 pc
• photométrie en 15 couleurs
• vitesses radiales
• 1 à 10 millions de galaxies
• 500 000 quasars
• 100 000 à un million d'astéroïdes
• 30 000 exo-planètes

54
Luminosité des étoiles
Dans le diagramme HR, la luminosité dune
étoile ou son énergie totale rayonnée est connue.
Unité Luminosité solaire L? 3,8 1026 W.
Le diagramme HR peut être en ordonnées,
directement gradué en luminosités solaires.
Inversement dans le diagramme HR, le placement
dune étoile par ses caractères spectraux donne
sa distance.
55
Analyse chimique - abondances des éléments
Lanalyse spectrale permet de déterminer la
composition des atmosphères stellaires et plus
difficilement, labondance de chaque élément.
Lanalyse est difficile complexité des
spectres, mélange des raies des éléments (blend),
superposition de couches atmosphériques à
différentes températures, etc
Pour simplifier les modèles, on regroupe les
abondances en trois catégories X labondance en
hydrogène Y labondance en hélium Z labondance
en métaux (tous les autres éléments)
Les mesures sont stockées dans des banques de
données pour servir aux calculs de modèles de
structure interne.
56
Abondance des éléments
Fonction des conditions à la formation de
lUnivers
H, D, He, Li, Be
Puis de la nucléosynthèse au sein des étoiles
- tous les éléments de He à Fe
Et du phénomène de spalliation lors des
explosions de supernovae
- éléments au-delà de Fe
57
Rayons des étoiles
Les étoiles rayonnent comme des corps noirs
T Température effective.
Pour deux étoiles
M -10 log T 5 log R Cte
y a x b
Echelles logarithmiques
Relation linéaire entre M et log T pour un rayon
R constant.
Relation linéaire entre M et log R pour une
température constante.
Echelle des rayons de 1 à 106
58
Relation Masse - Luminosité
Relation empirique
construite à partir des premières mesures des
étoiles ! la luminosité, donc la distance !
les masses par lobservation détoiles doubles
Ajustement approximatif
relation non anodine doubler la masse 30000
fois plus dénergie rayonnée.

• Base théorique
• le débit dénergie
• fonction de la masse de létoile
• conditionne le taux de réactions nucléaires en
  son centre.

59
Etoiles doubles
Mouvements képlériens
a1 et a2 demi-grands axes des orbites autour du
centre de gravité
P période du mouvement G constante de la
gravitation 6,67 10-11 N m2 kg
Les étoiles doubles sont très nombreuses au
moins 60.
Suivant leurs espacements angulaires on distingue
ou non les deux composantes Binaires
visuelles Binaires astrométriques Binaires
spectroscopiques Binaires à éclipses
60
Une binaire célèbre
Vue par Léon Foucault dans le premier télescope
parabolique de 80 cm en 1862 (découverte en 1861
par Alvan Clark)
Sirius a Canis Majoris
Sirius A étoile A0V
Sirius B naine blanche
61
Binaires spectroscopiques
Spectre de 6 Arietis à deux moments de sa période
Les observations permettent de déterminer les
éléments de lorbite (au sinus de linclinaison
près)
période, demi-grand axe, ellipticité... et les
masses.
62
Binaires à éclipses ou binaires photométriques
Le plan de lorbite est dans la ligne de visée.
Sobservent par leur courbe de lumière
Elles sont aussi binaires spectroscopiques.
Tous les éléments de lorbite sont alors connus,
ainsi que les rayons des étoiles.
63
Masses des étoiles
Un nombre relativement restreint de masses
stellaires sont connues.
Etoile MA/MÀ MB/MÀ Etoile MA/MÀ MB/MÀ 0
Cas 0,94 0,58 Procyon 1,76 0,65 22 Eri B,
C 0,45 0,21 . Her 1,07 0,78 gt Boo 0,85 0,75 85
Peg 0,82 0,8 70 Oph 0,90 0,65 Ross 614
A,B 0,14 0,08 " Cen A, B 1,08 0,88 Fu
46 0,31 0,25 Sirius 2,28 0,98 L
726-8 0,044 0,035 Krü 60 0,27 0,16
Léchelle réelle des masses va de 0,01 masses
solaires à 100 masses solaires (?).
64
Catalogues
Lastronomie pour classer, répertorier les
données et observations des objets célestes a
besoin de catalogues. Catalogues de positions, de
spectres, de mesures photométriques, de
classement dobjets particuliers...
65
. . . . . FIN

• de la première partie