La lumire des astres Rayonnement Temprature Classification Diagramme

La lumière des astres Rayonnement Température Classification Diagramme HR Propriétés Intérieur et évolution Observatoire de Lyon La lumière des astres

Domaines spectraux La lumière des astres 2

Transmission atmosphérique La lumière des astres 3

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], . . . La lumière des astres 4

L'atome d'Hydrogène La lumière des astres 5

Hydrogène : diagramme de Gotrian La lumière des astres 6

Calcium II : diagramme de Gotrian La lumière des astres 7

Spectres moléculaires Il y a quantification des niveaux • électroniques • d’énergie de vibration • d’énergie de rotation • de rotation-vibration Les niveaux d’énergie de vibration et rotation sont souvent très proches très nombreux Il y a superposition des raies : aspect de bandes d’absorption La lumière des astres 8

La lumière des astres Température et rayonnement Observatoire de Lyon La lumière des astres

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. La lumière des astres 10

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 : La lumière des astres 11

Le corps noir - corps en équilibre thermique - absorbe tout rayonnement reçu - émet un rayonnement propre à sa température La lumière des astres 12

Lois du rayonnement Tout corps en équilibre thermique absorbe et émet un rayonnement fonction de sa température absolue. Loi de Stefan (1879) : L = s T 4 s = 5, 67 10 -8 W ×m-2 K-4 Loi de Planck (1900) : Loi de Wien (1893) : La lumière des astres 13

Lois du rayonnement La lumière des astres 14

Eléments visibles et température La présence ou l'absence de raies spectrales est fonction de la température qui affecte : - les populations des niveaux d’excitation - les proportions d’un même élément dans ses différents états d’ionisation La lumière des astres 15

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 La lumière des astres 16

Atmosphère solaire Assombrissement centre bord La température décroît de l’intérieur vers l’extérieur. Le rayonnement de corps noir à T 0 est 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. Test pour modèle d’atmosphère solaire. La lumière des astres 17

Températures température effective Te ou température de brillance Tb. 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. La lumière des astres 18

La lumière des astres Classification des étoiles Observatoire de Lyon La lumière des astres

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 A 0 à A 9, B 0 à B 9. . . A 0 plus près de B 9 que de A 9. . . La lumière des astres 20

La lumière des astres 21

Spectres d'étoiles La lumière des astres 22

Spectres d’étoiles Effet de la température Spectres de Véga (A 0 V) et d’Arcturus (K 2 III) La lumière des astres 23

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 24

Spectres d’étoiles Effet de la pression Raie H( HD 223385 A 2 I 2 Aurigae A 0 p. III "2 Geminorum A 2 V La lumière des astres 25

Etoiles brillantes La lumière des astres 26

La lumière des astres Caractéristiques des étoiles Observatoire de Lyon La lumière des astres

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) La lumière des astres 28

Parallaxes trigonométriques # L'angle sous lequel on voit l'orbite de la Terre d'une étoile s'appelle la parallaxe p ou A. # 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. La lumière des astres 29

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. Maintenant on mesure l’éclat des étoiles dans une échelle logarithmique : la magnitude. Echelle raccordée à l'échelle des anciens = loi de Pogson La lumière des astres 30

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 m. V – 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 m. B. Bolomètre, du grec bolê trait (radiation) et métron mesure). Appareil très sensible, servant à mesurer les faibles variations de température, produites par une radiation données. La lumière des astres 31

Indice de Couleurs Couleur de l’étoile donnée par la différence de magnitude entre deux couleurs On l’appelle l’indice de couleur : A l’origine entre les magitudes 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 : c’est une mesure d’un rapport d’éclairement. Directement relié à la Température. La lumière des astres 32

Indice de Couleurs Directement relié à la Température. En passant en magnitude, l'inégalité s'inverse : La lumière des astres 33

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 à l’infrarouge : IJKLMN La lumière des astres 34

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 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. La lumière des astres 35

Magnitudes absolues magnitude d'un objet situé conventionnellement à la distance de 10 pc. La distance d est impérativement en parsec m - M s’appelle le module des distances, indépendant du domaine spectral utilisé. Magnitude absolue du Soleil : Mu = 4. 79, d’Antares : -4. 6, Proxima Centauri : 15. 45. La lumière des astres 36

Etoiles brillantes La lumière des astres 37

La lumière des astres Diagramme HR Observatoire de Lyon La lumière des astres

Diagramme HR Classer les étoiles par leur luminosité en fonction de la température. Hertzsprung (1873 -1967) - 1911 Russel (1877 -1957) - 1913 La lumière des astres 39

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. La lumière des astres 40

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 41

Premier Diagramme HR de Hertzsprung La lumière des astres 42

Distances des étoiles Evaluer la distances des étoiles, c’est nous placer dans l’Univers Evaluer les distances par triangulation : méthode des parallaxes trigonométriques Unité des astronomes : le parsec (3 1013 km, 206265 u. a. ) Permet de mesurer correctement jusqu’à 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 : l’absorption interstellaire La lumière des astres 43

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 : d = 10 pc permet de trouver ce module. La lumière des astres 44

Diagramme HR d = 10 parsecs La lumière des astres 45

Diagramme HR Amas M 11 Superposons les deux graphiques à la même échelle La lumière des astres 46

Diagramme HR Amas M 11 et M 67 La lumière des astres 47

Diagramme HR Amas M 11 Décalage des ordonnées : 13 magnitudes Pour chaque étoile de l'amas : m - M = 13 m - M = 5 log d - 5 d = 4000 pc La lumière des astres 48

Luminosité des étoiles # Dans le diagramme HR, connaissant la distance d’une 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 d’une étoile par ses caractères spectraux donne sa distance. La lumière des astres 49

Analyse chimique abondances des éléments L’analyse spectrale permet de déterminer la composition des atmosphères stellaires et plus difficilement, l’abondance de chaque élément. L’analyse 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 l’abondance en hydrogène Y l’abondance en hélium Z l’abondance en métaux (tous les autres éléments) Les mesures sont stockées dans des banques de données pour servir aux calculs de modèles de structure interne. La lumière des astres 50

Abondance des éléments La lumière des astres 51

Catalogues L’astronomie pour classer, répertorier les données et observations des objets célestes a besoin de catalogues. Catalogues de positions, de spectres, de mesures photométriques, de classement d’objets particuliers. . . La lumière des astres 52

Rayons des étoiles Les étoiles rayonnent comme des corps noirs : Température effective. Pour deux étoiles : Relation linéaire entre M et log T pour un rayon R constant. Echelle des rayons de 1 à 106 La lumière des astres 53

Etoiles doubles # Mouvements kepleriens a 1 et a 2 : demi-grands axes des orbites autour du centre de gravité P : période du mouvement G : constante de la gravitation 6, 67 10 -11 N m 2 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 La lumière des astres 54

Binaires spectroscopiques Spectre de 6 Arietis à deux moments de sa période Les observations permettent de déterminer les éléments de l’orbite (au sinus de l’inclinaison près) période, demi-grand axe, ellipticité. . . et les masses. La lumière des astres 55

Binaires à éclipses ou binaires photométriques Le plan de l’orbite est dans la ligne de visée. S’observent par leur courbe de lumière Elles sont aussi binaires spectroscopiques. Tous les éléments de l’orbites sont alors connus, ainsi que les rayons des étoiles. La lumière des astres 56

Masses des étoiles Un nombre relativement restreint de masses stellaires sont connues. Etoile 0 Cas 22 Eri B, C > Boo 70 Oph " Cen A, B Sirius Krü 60 MA/MÀ 0, 94 0, 45 0, 85 0, 90 1, 08 2, 28 0, 27 MB/MÀ 0, 58 0, 21 0, 75 0, 65 0, 88 0, 98 0, 16 Etoile Procyon. Her 85 Peg Ross 614 A, B Fu 46 L 726 -8 MA/MÀ 1, 76 1, 07 0, 82 0, 14 0, 31 0, 044 MB/MÀ 0, 65 0, 78 0, 08 0, 25 0, 035 L’échelle réelle des masses va de 0, 01 masses solaires à 100 masses solaires (? ). La lumière des astres 57

Relation Masse - Luminosité Relation empirique construite à partir des premières mesures des étoiles ! la luminosité, donc la distance ! les masses par l’observation d’étoiles doubles Ajustement approximatif relation non anodine : doubler la masse = 30000 fois plus d’énergie rayonnée. Base théorique: le débit d’énergie est fonction de la masse de l’étoile qui conditionne le taux de réactions nucléaires en son centre. La lumière des astres 58

La lumière des astres Intérieur des étoiles Evolution Observatoire de Lyon La lumière des astres

Que se passe-t-il à l’intérieur des étoiles A part les neutrinos, rien d’observable provient de l’intérieur. La lumière analysée provient de la photosphère, couche très mince de l’étoile (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 d’une grande complexité mais calculable uniquement par ordinateur. Le test de validité : retrouver ce que l’on observe à la surface de l’étoile ou l’évolution. La lumière des astres 60

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(r=0) = 0, L(r=0) = 0 A la surface, ce sont les paramètres observés : M(r) = M, L(r=R) = L, T(R) = 0, P(R) = 0 La lumière des astres 61

Modèle solaire 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 La lumière des astres 62

Modèle stellaire 1 masse solaire La lumière des astres 63

Modèle stellaire 9 masses solaires La lumière des astres 64

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 s’il ne restait brusquement que la force de gravité agissant seule. td ~ 1/2 heure pour le soleil td << tt << tn La lumière des astres 65

Evolution stellaire Trois stades - contraction vers la séquence principale - stades d'évolution finale Représentés par des trajets évolutifs La lumière des astres 66

Evolution d'une étoile d'une masse solaire La lumière des astres 67

Evolution d'une étoile de 5 masses solaires La lumière des astres 68

Evolution d'une étoile de 20 masses solaires La lumière des astres 69