La lumi

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La lumière des astres

• Rayonnement
• Température
• Classification
• Diagramme HR
• Propriétés
• Intérieur et évolution

Observatoire de Lyon
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Domaines spectraux
3
Transmission atmosphérique
4
Spectres des atomes ions et molécules
Les atomes peuvent être neutres, ionisés ou
associés en molécules. leur état est caractérisé
par des niveaux d'énergie dont la probabilité
d'existence (durée) 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
• 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 des transition
• Raies interdites O III, S II,...

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L'atome d'Hydrogène
6
Hydrogène diagramme de Gotrian
7
Calcium II diagramme de Gotrian
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Spectres moléculaires
Il y a quantification des niveaux
électroniques dénergie de vibration
dénergie de rotation de rotation-vibration
Les niveaux dénergie de vibration et rotation
sont souvent très proches très nombreux
Il y a superposition des raies aspect de bandes
dabsorption
9
La lumière des astres

• Température et rayonnement

Observatoire de Lyon
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Température et énergie
La température n'est qu'une mesure de l'énergie
cinétique moyenne d'agitation des particules
molécules, atomes, ions, électrons
Le repos complet correspond au zéro absolu .
Relation température absolue-température
centigrade
La température observée est fonction des
particules que l'on observe.
Dans un milieu au repos, il y a équilibre
statistique.
11
Température et équilibre

• Au zéro absolu, les électrons sont tous dans les
  états fondamentaux.

• Avec l'augmentation de la température (ou
  l'énergie moyenne des atomes), les raies
  caractéristiques des éléments apparaissent

- niveaux d'énergie se remplissent, en commençant
par les plus bas - puis les niveaux supérieurs se
peuplent.

• A plus haute température, les atomes s'ionisent,
  les raies de l'atome ionisé deviennent visibles,
  avec les raies de l'atome neutre.

• La température augmente, tous les atomes sont
  ionisés, certains le sont deux fois.
• Les raies de l'atome neutre ont disparu, on voit
  celles de l'atome une et deux fois ionisé, etc.

A l'équilibre thermique, les population des
niveaux sont régis par la distribution de
Boltzmann
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Le corps noir
- corps en équilibre thermique
- absorbe tout rayonnement reçu
- émet un rayonnement propre à sa température
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Lois du rayonnement
Tout corps en équilibre thermique absorbe et émet
un rayonnement fonction de sa température absolue.
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Lois du rayonnement
Abaque du corps noir
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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
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atmosphères stellaires

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

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

Elle 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

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Atmosphère solaire Assombrissement centre bord
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.
Test pour modèle datmosphère solaire.
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Températures
température de couleur Tc.
température cinétique Tk.
température d'excitation Texc.
température d'ionisation Ti.
température électronique Telec.
A l'équilibre thermodynamique, toutes ces
températures sont égales. équilibre
thermodynamique local ou E.T.L.
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Pression de radiation
Quantité de mouvement du photon
p h/l hn/c
Pression de radiation du photon réfléchit
changement de la quantité de mouvement
P 2p 2 h/l 2 hn/c
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La lumière des astres

• Classification des étoiles

Observatoire de Lyon
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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 à Harvard
classification de 391000 étoiles dans le Henry
Draper Catalogue.
Classification spectrale similitudes de
groupements de raies. Etoiles groupées en
classes  A, B, C, ...
Progrès de la physique bouleversement de la
classification.
Il ne reste plus que les types spectraux
O, B, A, F, G, K, M
Classification actuelle avec sous classe A0 à A9,
B0 à B9... A0 plus près de B9 que de A9...
22
(No Transcript)
23
Spectres d'étoiles
Le fond continu du corps noir a été ramené à
lunité pour comparer les intensités des raies
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Spectres détoiles
Effet de la température
Spectres de Véga (A0V) et dArcturus (K2III)
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Classification de Yerkes
Critère largeur des raies fortes plus ou moins
élargies par effet de pression.
Directement lié à la luminosité des étoiles
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Spectres détoiles
Effet de la pression Raie Hg
HD 223385 A2I q Aurigae A0pIII a2 Geminorum A2V
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Etoiles brillantes
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La lumière des astres

• Caractéristiques des étoiles

Observatoire de Lyon
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Eclat et luminosité

• Photométrie mesure des quantités d'énergie
  transportée par rayonnement.

• Luminosité 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.

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)
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Parallaxes trigonométriques

• L'angle sous lequel on voit l'orbite de la Terre
  d'une étoile s'appelle la parallaxe p ou P.

• 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 Cygne 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.
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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.
Maintenant on mesure léclat des étoiles dans une
échelle logarithmique la magnitude.
Echelle raccordée à l'échelle des anciens loi
de Pogson

• Exercices
• magnitude résultante de deux étoiles identiques
• rapport déclairement et magnitude globale de
  deux étoiles dont la différence de magnitude vaut
  1

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Système de magnitude
Les mesures d'énergie du rayonnement stellaire
sont fonction du domaine spectral et 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 dépend de la couche
sensible.
Si l'on mesure tout le flux magnitudes
bolométriques mB.
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Indice de Couleurs
Couleur de létoile donnée par la différence de
magnitude entre deux couleurs On lappelle
lindice de couleur A lorigine entre les
magnitudes visuelles et les magnitudes
photographiques (bleu) pg photographique, pv
visuel
Ou de tout autre domaine de couleur filtres U,
B, V indices U-B, B-V
Indépendant de la distance cest une mesure
dun rapport déclairement.
Directement relié à la Température.
34
Indice de Couleurs
Directement relié à la Température.
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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
Caractéristique des filtres
- centre de la bande passante,
- largeur de la bande (largeur à mi-hauteur 90
du flux).
Le plus simple et plus répandu est le système
UBV - l'ultraviolet (U), le bleu (B) et le
visible (V). Et extension au rouge et à
linfrarouge R, IJKLMNO
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Systèmes photométriques
Pour tenir compte des différentes sensibilités
des appareils, des différents de 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'étoile
n'est pas la somme des magnitudes des étoiles.
Le nombre d'étoiles visibles à l'oeil nu est
d'environ 6000 sur toute la sphère céleste, dans
de très bonnes conditions atmosphériques.
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Magnitudes absolues
magnitude d'un objet situé conventionnellement à
la distance de 10 pc.
La distance d est impérativement en parsec
m - M sappelle le module des distances,
indépendant du domaine spectral utilisé.
Magnitudes absolues
Soleil M? 4.79 Antares -4.6 Proxima
Centauri 15.45
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Etoiles brillantes
Etoile Etoile Spectre mV MV d (pc) B-V T
Soleil Soleil G2V -27 4,79 0,66 5785
Sirius a CMa A1V -1,5 1,4 2,7 0,00 9500
Arcturus a Boo K2III -0,06 -0,3 11 1.23 4200
Véga a Lyr A0V 0,04 0,5 8,1 0,00 10400
Rigel a Ori B8Ia 0,11 -7,0 250 -0,03 12000
Deneb a Cyg A2Ia 1,25 -7,2 500 0,09 9300
Spica a Vir B1V 0,96 -3,6 80 -0,23 25000
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La lumière des astres

• Diagramme HR

Observatoire de Lyon
40
Diagramme HR
Classer les étoiles
par leur luminosité en fonction de la température.
Hertzsprung (1873-1967) - 1911
Russel (1877-1957) - 1913
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Diagramme HR
Températures par analyse spectrale
Magnitudes absolues par mesures photométriques
et parallaxes.
En abscisses Température Classe spectrale
Indice (B-V)
Remarque les abscisses décroissent de gauche à
droite, les ordonnées décroissent de bas en haut.
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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.
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Premier Diagramme HR de Hertzsprung
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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
!
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, etc...)
... Loi de Hubble
Pour fausser le jeu labsorption interstellaire
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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
d 10 pc permet de trouver ce module.
46
Diagramme HR d 10 parsecs
47
Diagramme HR Amas M11
Superposons les deux graphiques à la même échelle
48
Diagramme HR Amas M11
49
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
50
Luminosité des étoiles
Dans le diagramme HR, connaissant la distance
dune étoile, sa luminosité ou son énergie totale
rayonnée est connue.
Unité Luminosité solaire Lu 3,8 1026 W.
Le diagramme HR peut être en ordonnée,
directement gradué en Luminosité solaire.
Inversement dans le diagramme HR, le placement
dune étoile par ses caractères spectraux donne
sa distance.
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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.
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Abondance des éléments
En masse des éléments
Le pic du Fer correspond à un noyau très stable.
53
(No Transcript)
54
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...
55
Rayons des étoiles
Les étoiles rayonnent comme des corps noirs
T Température effective. Pour deux étoiles
Relation linéaire entre M et log T pour un rayon
R constant. Echelle des rayons de 0,0001 à 106
rayons solaires
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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 leur espacement angulaires on distingue
les deux composantes ou pas. Binaires
visuelles Binaires astrométriques Binaires
spectroscopiques Binaires à éclipses
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Binaires spectroscopiques
Spectre de k 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.
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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 lorbites sont alors connus,
ainsi que les rayons des étoiles.
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Masses des étoiles
Un nombre relativement restreint de masses
stellaires sont connues.
Etoile MA/M? MB/M? Etoile MA/M? MB/M?
? Cas 0,94 0,58 Procyon 1,76 0,65
?2 Eri B, C 0,45 0,21 ? Her 1,07 0,78
? 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
a 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 (?).
60
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 est fonction
de la masse de létoile qui conditionne le taux
de réactions nucléaires en son centre.
61
La lumière des astres

• Intérieur des étoiles
• Evolution

Observatoire de Lyon
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Que se passe-t-il à lintérieur des étoiles
A part les neutrinos, rien dobservable provient
de lintérieur.
La lumière analysée provient de la photosphère,
couche très mince de létoile (Soleil 500 km
sur 700 000 km de diam.)
La théorie permet de construire des modèles de
structure interne en utilisant les
connaissances - en hydrodynamique - en
thermodynamique - en physique
nucléaire etc....
De modèles très simplifiés permis par le calcul
analytique, on est arrivé à des modèles réalistes
dune grande complexité mais calculable
uniquement par ordinateur.
Le test de validité retrouver ce que lon
observe à la surface de létoile ou lévolution.
63
Structure interne

• 4 paramètres principaux
• - la température T(r)
• - la pression P(r)
• - la masse M(r) à l'intérieur du rayon r
• - la luminosité L(r).

• autres paramètres
• - composition chimique
• - masse volumique D(r) fonction de T(r) et P(r)
  loi d'équilibre des gaz
• - production d'énergie avec la composition
  chimique.
• - fonction d'opacité J f(T, D comp. chim.)

• Conditions aux limites
• Au centre
• M(r0) 0, L(r0) 0
• A la surface, ce sont les paramètres observés
• M(r) M, L(rR) L, T(R) 0, P(R) 0

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Réactions nucléaires

• Chaîne proton-proton Tlt 20 106 K, masse M M?

• Cycle du carbone Tgt 20 106 K, masse M gt1.5 M?

• Réaction 3 alphas T 108K

est équivalente à
65

• Réactions a
• A plus haute température, les particules a
  réagissent avec les éléments

• Combustion du carbone de 5 à 8 108K

• Combustion de l'oxygène

• Combustion du silicium à 109K

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Modèle solaire
R/R? M(r)//M ? T (106K) P (103 kg/m2) L(r)/L ?
0 0,00 15,6 162 0.00
0,15 0,20 11 58 0.80
0,34 0,70 6 8 1.00
0,44 0,85 4,5 2,4 1.00
0,73 0,98 1,9 0,11 1.00
0,80 0,99 1,5 0,08 1.00
1,00 1,00 0,0057 0 1.00
Calculé avec les abondances de X (H) 72, Y
(He) 26 Z (autres) 2 en masse solaire et un
âge de 4,5 109 ans
67
Modèle stellaire 1 masse solaire
68
Modèle stellaire 9 masses solaires
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Evolution stellaire
Echelles des temps d'évolution

• Echelle de temps nucléaire
• 10 de l'hydrogène est transformé en hélium
• 0.7 de cette masse de matière est convertie en
  énergie
• Le temps d'évolution nucléaire est de l'ordre de

• Echelle de temps thermique
• Si les réactions nucléaires stoppaient
  brusquement, il faudrait un certain temps pour
  que l'étoile évacue toute l'énergie lumineuse
  emmagasinée

ordre de grandeur que met un photon à sortir de
l'étoile.

• Echelle de temps dynamique
• Temps que mettrait l'étoile à s'effondrer sur
  elle-même si la gravité venait à disparaître
  brusquement.
• td 1/2 heure pour le soleil
• td ltlt tt ltlt tn

70
Evolution stellaire
Trois stades - contraction vers la séquence
principale - séquence principale - stades
d'évolution finale
Représentés par des trajets évolutifs
71
Evolution d'une étoile d'une masse solaire
72
Evolution d'une étoile de 5 masses solaires
73
Evolution d'une étoile de 20 masses solaires