Propriétés Température Classification Diagramme HR Rayonnement

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 = 7h40mind = -14°30’, champ : 2,5°

4. La découverte des étoiles 1609 - Galilée découvre la multitude des étoiles sur le ciel et dans la voie lactée. Jusqu’au XIXème siècle, considérées comme d’autres 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 – E=mc2 1920 – Eddington propose la fusion nucléaire Les Pléiades Sidereus Nuncius (1610) La lumière des astres

5. Caractéristiques des étoiles Définitions et caractéristiques Classification des étoiles Diagramme HR Intérieur des étoiles - Evolution Rayonnement et température La lumière des astres

6. Caractéristiques des étoiles La lumière des astres

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. L’éclat varie comme l’inverse du carré de la distance La lumière des astres

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 La lumière des astres

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 l’oeil. La vision et l’audition suivent la loi de Fechner : sensibilité logarithmique. Gustav Fechner (1801-1887) Maintenant on mesure l’éclat 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) La lumière des astres

10. Echelle des magnitudes D’où 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 d’écart : La lumière des astres

11. Parallaxes trigonométriques #L'angle sous lequel on voit l'orbite de la Terre d'une étoile s'appelle la parallaxep ouA. 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 parBessel 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 : La lumière des astres

12. Parallaxes trigonométriques Retrouver le nombre d’u.a. dans un parsec Par définition : Tangente d’un angle très petit assimilable à sa valeur en radian La lumière des astres

13. Système de magnitude Les mesures d'énergie du rayonnement stellaire sont fonction : - du domainespectralet de lasensibilité de l'appareil. - de lasensibilité de l'appareil. – domaine visible :magnitudesvisuellesmV – plaque photographiquemagnitudesphotographiquesmpg 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 bolométriquesmB. La lumière des astres

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 l’extension à l’infrarouge : IJKLMN Pour plus de détails, il faut faire de la spectrographie La lumière des astres

15. é t i s T o n i m u l E B E V B bleu V visible lambda 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 d’une étoile. Indépendant de la distance (un bémol avec l’absorption interstellaire). Ce rapport est transformé en magnitude. Appelé Indice B – V : rapport flux en B (bleu) et V (visible) ► Intérêt de l’indice de couleur La lumière des astres

16. é t i s T o 1 n i m u l E B1 T 2 E V2 E B2 E V1 lambda Indice de Couleurs Directement relié à la Température. Soit deux étoiles de température T1 et T2 On mesure leurs éclairements en B et V Indice B – V : rapport flux en B (bleu) et V (visible) bleu visible La lumière des astres

17. é t i s T o 1 n i m u l E B1 T 2 E V2 E B2 E V1 lambda Indice de Couleurs Les flux dans les filtres donnent : En passant en magnitude, l'inégalité s'inverse : bleu visible L’Indice de couleurs est bien relié à la Température. La lumière des astres

18. Systèmes photométriques Dans le système UBV, les constantes de la formule de Pogson sont définies par rapport à l’étoile 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. La lumière des astres

19. Magnitudes absolues magnitude d'un objet situé conventionnellement à la distance de 10 pc. La distance d est impérativement en parsecs m - Ms’appelle lemodule des distances indépendant du domaine spectral utilisé. Quelques Magnitudes absolues : Rapports des flux ? FAntarès / FSoleil Soleil : L = 4.79  10 000 FSoleil / FPr. Centauri Antarès : -4.6 Proxima Centauri : 15.45. Antarès 100 millions de fois plus lumineuse que Pr. Centauri La lumière des astres

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 La lumière des astres

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 étoileest 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 l’observateur, les atomes absorbent des photons qui sont réémis dans toutes les directions, donc perdus pour l’observateur. La lumière des astres

22. Atmosphère solaire - Assombrissement centre bord T0 > Tinter > Text. Dans la photosphère La température décroît de l’intérieur vers l’extérieur. Le rayonnement de corps noir à T0est plus intense que celui à Text. La lumière venant du bord est émise par des couches en moyenne moins chaudes qu’au centre. Le rayonnement de bord sera moins intense. C’est l’assombrissement centre-bord. Text. T0 Test pour modèle d’atmosphère solaire. La lumière des astres

23. Spectres des atomes ions et molécules Les atomes peuvent être neutres, ionisés ou associés en molécules. L’état de l’atome 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],... La lumière des astres

24. Intensité des raies L’intensité d’une raie est principalement fonction : - du nombre d’atomes ou d’ions dans l’état de départ de la transition (absorption ou émission) - de la probabilité de transition de la raie (mécanique quantique de l’atome ou de l’ion) Le peuplement des niveaux est fonctions de : - la température - la densité. La lumière des astres

25. Eléments visibles et température Laprésence ou l'absencede raies spectrales est fonction de la température qui affecte : -lespopulationsdes niveaux d’excitation - lesproportionsd’un même élément dans sesdifférents états d’ionisation La lumière des astres

26. température effective Te ou température de brillance Tb. 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. La lumière des astres

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... La lumière des astres

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 La lumière des astres

30. Le harem de Pickering à Harvard pour la classification de 391000 étoiles dans le Henry Draper Catalogue La lumière des astres

31. La lumière des astres

32. Classification de Harvard La lumière des astres

33. Caractéristiques des étoiles de la classification de Harvard La lumière des astres

34. Spectres d'étoiles La lumière des astres

35. Spectres d'étoiles La lumière des astres

36. Spectres d'étoiles Effet de la température Spectres de Véga (A0V) et d’Arcturus (K2III) La lumière des astres

37. Classification de Yerkes Critère : largeur des raies fortes plus ou moins élargies par effet de pression. Directement lié à la luminosité des étoiles La lumière des astres

38. Classification de Yerkes La lumière des astres

39. Spectres d'étoiles Effet de la pression Raie H( HD 223385 A2I q Aurigae A0pIII a2 Geminorum A2V La lumière des astres

40. Etoiles brillantes Etoile Spectre Soleil Soleil G V 2 a a Sirius CMa CMa A V 1 a a Arcturus Boo Boo K III 2 a a Véga Lyr Lyr A V 0 a a Rigel Ori Ori B Ia 8 a a Deneb Cyg Cyg A Ia 2 a a Spica Vir Vir B V 1 La lumière des astres

41. Diagramme HR

42. Diagramme HR Classer les étoiles par leurluminositéen fonction de latempérature. Hertzsprung(1873-1967) 1911 - Etoiles d'amas (même distance) Russel(1877-1957) 1913 – Etoiles proches de distances connues La lumière des astres

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. La lumière des astres

44. Diagramme HR Instantané d’une population Durée de vie des étoiles : 1010 ans Durée de vie d’un homme : 102 ans Rapport : 108 Ce qui correspond à 0,1 seconde d’une vie humaine. Le diagramme permet d'observer les étoiles - qui restent longtemps dans des états stables - qui sont nombreuses à un stade d’évolution. La lumière des astres

45. Premier Diagramme HR de Hertzsprung La lumière des astres

46. Distances des étoiles Evaluer la distances des étoiles, c’est nous placer dans l’Univers. Evaluer les distances par triangulation : méthode desparallaxes trigonométriques Unité des astronomes : le parsec (3 1013 km,206265u.a.) Permet de mesurer correctement jusqu’à 500 pc. Seule méthode directe de mesure des distances des étoiles ! et pour mesurer plus loin : lesparallaxes spectroscopiques avec les magnitudes absoluesm - M = 5 log d - 5 les étalons secondaires : étoiles remarquables (céphéides, RR Lyrae,...) ... Loi de Hubble Pour fausser le jeu : l’absorption interstellaire La lumière des astres

47. Distances des amas d’étoiles Deux grands groupes d’amas d’étoiles : !amas ouverts !amas globulaires La relation du module des distances est constante pour toutes les étoiles de l’amas L’ajustement sur un diagramme HR conventionnel permet de trouver ce module puis la distance. La lumière des astres

48. Diagramme HR d = 10 parsecs La lumière des astres

49. Diagramme HR Amas M11 Superposons les deux graphiques Même échelle en abscisses et ordonnées La lumière des astres

50. Diagramme HR Amas M11 et M67 Superposons les deux graphiques Même échelle en abscisses et ordonnées magnitude d’une étoile de l’amas Supposons l’amas 10 fois plus près. Tous l’amas est décalé vers le haut de 5 magnitudes. La lumière des astres