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Lumière des étoiles

Lumière des étoiles. PHOTOMÉTRIE 2 techniques d’analyse SPECTROSCOPIE. Magnitude apparente. Magnitude apparente ( m ): brillance d’un objet à une distance d telle que perçue par un observateur sur la Terre. Magnitude apparente. Plus brillant. m. I. I. I. Exemple: Magnitude apparente.

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Presentation Transcript

  1. Lumière des étoiles PHOTOMÉTRIE 2 techniques d’analyse SPECTROSCOPIE

  2. Magnitude apparente Magnitude apparente (m): brillance d’un objet à une distance d telle que perçue par un observateur sur la Terre

  3. Magnitude apparente Plus brillant

  4. m I I I Exemple:Magnitude apparente • SIRIUS: ms = -1.5 • SOLEIL: = -26.5 -26.5 +1.5 = -2.5 log ( / Is) log ( / Is) = 10 = 1010 Is 10 milliards

  5. Magnitude absolue • Magnitude absolue (M): brillance d’un objet s’il était à une distance de 10 pc

  6. Magnitude absolue Plus brillant

  7. Module de distance (m-M) • Module de distance (m – M): différence entre la magnitude apparente et le magnitude absolue d’un objet m – M = 5 log10 d – 5 log10 10 m – M = 5 log d (pc) - 5 = 1

  8. Couleurs

  9. Couleurs – UBV – Johnson Ultraviolet Bleu Jaune magnitudes U, B, V d’une étoile sont affectées par la distance U-B, U-V, B-V = indices de couleurs indépendants de la distance

  10. Couleurs – UBV – Johnson • Étoile jeune & chaude: émet davantage dans le BLEU (B – V) < 0 • Étoile vieille & froide: émet davantage dans le ROUGE (B – V) > 0

  11. Couleur et température effective Indices de couleur sont une façon de mesurer les conditions physiques qui règnent à la surface d’une étoile (p.e. Teff)

  12. La loi de Planck La loi de Planck relie la distribution en énergie spectraled’un objet à la température d’émission des photons observés

  13. Conséquences de la loi de Planck • Plus la température d’un corps est élevée, plus l’intensité émise est grande à TOUTES les longueurs d’ondes (l)

  14. Conséquences de la loi de Planck • L’énergie TOTALE émise (flux F – surface sous la courbe) augmente comme: • Loi de Stéphan Bolzmann • T x 2 F x 16

  15. Conséquences de la loi de Planck • La couleur dominante, la longueur d’onde à laquelle l’intensité est maximale se déplace vers les l plus courtes à mesure que la température augmente • Loi de Wien

  16. La loi de Planck

  17. Spectroscopie • Enveloppe correspond à la courbe du corps noir à une température donnée MAIS • À certaines longueurs d’onde, il manque des photons RAIES D’ABSORPTION

  18. Spectroscopie • Raies d’absorption résultent de l’interaction de la lumière et de la matière à la surface des étoiles (photosphère) • Certains photons venant de l’intérieur chaud sont absorbés par les couches extérieures plus froides Intérieur de l’étoile photosphère

  19. Spectroscopie • Lorsque les photons tentent de traverser les atomes du gaz, ils peuvent être absorbés si leur énergie est EXACTEMENT celle nécessaire à unélectron pour passer d’un niveau inférieur à un niveau supérieur • Les photons dont l’énergie ne correspond à aucune transition traversent sans problème MAIS • les photons absorbés disparaissent du flux total

  20. Spectroscopie Photons moins énergétiques IR photons énergétiques UV Un photon absorbé lors d’une transition d’énergie donnée correspond à une raie d’absorption à un l donnée

  21. Spectroscopie • Plus il y a d’électrons, plus il y a de transitions (raies) possibles • Raies d’absorption permettent: • Étudier la composition chimique à la surface * • Mesurer les vitesses (Doppler)

  22. Apparence du spectre est produit par: On caractérise un spectre par: Température Pression Composition chimique à la surface Type spectral Classe de luminosité Population stellaire Classification spectrale

  23. TYPE SPECTRAL O B A F G K M • MESURE LA TEMPÉRATURE SUPERFICIELLE (Teff) de l’étoile O B A F G K M chaude (bleu) froide (rouge) Soleil

  24. Le type spectral G2 - Soleil

  25. Classe Identification Ia Supergéante Ib Supergéante II Géante brillante III Géante IV Sous-géante V Séquence principale (naine) VI Sous-naine VII Naine blanche Classes de luminosité même type spectral (A3) mais largeurs de raies différentes

  26. Classes de luminosité • Luminosité totale dépend: • Température • Rayon • Le gaz d’une étoile plus volumineuse est soumis à une pression plus faible pcq densité plus faible RAIES D’ABSORPTION PLUS ÉTROITES • L’intensité absolue d’une raie est une mesure de la pression de surface de l’étoile et donc une mesure du rayon

  27. POPULATIONS STELLAIRES • POPULATION I • riches en métaux • étoiles jeunes • POPULATIONS II • pauvres en métaux • étoiles vieilles

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