Les objets astronomiques et leur observation L`astronomie
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Les objets astronomiques et leur observation Option M1 Master Sciences, option Physique – 20h cours + 8h TD S. Derrière – B. Vollmer – R. Ibata L’astronomie • L’astronomie est essentiellement une science d’observation • Toute l’information sur l’univers provient de la lumière qui arrive jusqu’à nous • Constance de la vitesse de la lumière -> voyage dans le temps • Jusque dans les années 1940: uniquement optique (visible), puis radioastronomie et ouverture aux autres longueurs d’ondes Les ondes electromagnétiques Le processus d’émission des ondes electromagnétiques • L’émission continue – toute particule ionisée qui est accélèrée ou freinée émet un photon • Émission des raies atomiques ou moléculaires Les processus d’émission I. Le corps noir • Le continu thermique : le corps noir – idéalement le corps noir est un corps opaque, isolé, à une température constante. Son émission à une longueur d’onde donnée ne dépend que de la température et est défini par la fonction de Planck : • La loi de Wien donne la longueur d’onde du maximum d’émission de la fonction de Planck Soleil Etre humain Nuage moléculaire 5500 K 310 K 15 K 0.5 µm visible 9 µm IR 200 µm radio le domaine de longueur d’onde visible s’étend de 0.4 à 0.8 µm • La loi de Stephan-Boltzmann donne le flux total d’énergie (intégré sur toutes les longueurs d’ondes) émis par un corps noir à la température T : • pour une étoile on a : la luminosité est une valeur intrinsèque à l’étoile, contrairement à sa magnitude qui dépend de la distance • Les processus d’émission: II. Les raies spectrales Atome de Bohr – électrons en orbite képlérienne (comme des planètes) autour du noyaux – quantification de l’énergie par les orbites permises – un électron en orbite, c’est à dire accéléré, devrait rayonner en permanence. L’atome de Bohr ne décrit donc pas correctement la nature mais la quantification de l’énergie et un pas énorme pour l’explication du spectre de raies, émises ou absorbées, des atomes. -> Mécanique quantique Lois de Kirchoff • • • • 1) un objet dense et chaud produit un spectre continu (corps noir). 2) si un corps froid peu dense est placé devant une source plus chaude, des raies en absorption apparaissent sur le spectre continu du corps chaud. 3) le corps froid émet un spectre en émission. Notez que le nuage froid peut apparaître en émission ou en absorption selon la nature du fond. Exemples de spectres Composantes: - continu - raies en absorption ou émission Le soleil en multi longueur d’onde Lumière blanche: photosphère Raie CaII chromosphère UV: Chromosphère/ couronne Rayons X: couronne L’épaisseur optique Intégration le long la ligne de visée: Épaisseur optique: Altitude d’absorption L’atmosphère terrestre Longueur d’onde Observation au sol: radio, IR proche, visible Observation spatiale: IR, UV, rayons X, rayons gamma Radio - cm Effelsberg 100m - Allemagne Very Large Array (VLA) - USA Radio - mm IRAM 30m – Espagne IRAM Plateau de Bure - France Stellar outflow Infrarouge ISO Spitzer Cen A M66 Infrarouge proche DENIS 2MASS NIR survey Cen A Andromède M31 Télescopes optiques Hubble space telescope (HST) Very large telescope (VLT) M51 Cen A Ultraviolet (UV) GALEX M51 Rayons X ROSAT M51 XMM-Newton Chandra supernova remnants La masse dans l’univers • Étoiles • Matière interstellaire: gaz ionisé, atomique ou moléculaire • Poussière • Masse sombre Que voit-on à quelle longueur d’onde • Radio: continu: gaz ionisé chaud, émission synchrotron (électrons+champ magnétique); raies: hydrogène atomique (HI, 21cm), molécules (mm) • Infrarouge lointain (~100µm): poussière froide; moyen (~10µm): poussière chaude; proche: étoiles géantes • Optique: étoiles, gaz ionisé chaud, poussière en absorption • UV: étoiles (surtout jeunes) • Rayons X: gaz ionisé très chaud (>1 million degrés) L’effet Doppler • Déplacement d’une raie émise par un objet qui bouge le long la ligne de visée • Mesure de la vitesse radiale • ∆λ/λ=vr/c λ: longueur d’onde vr: vitesse radiale c: vitesse de la lumière Luminosité et magnitudes • Les distances 1 AU=1.496e13 cm 1 Ly=9.463e17 cm 1 pc=3.086e18 cm • La luminosité tan(θ)=D/d~θ d=1 radian/p’’ AU =2.063e5/p’’ AU=1/p’’ pc d D flux: F=L/(4πd2) • Les magnitudes magnitude apparente: magnitude absolue M: Le système solaire Échelle spatiale: AU brillance La quête des exoplanètes vitesse radiale temps temps Le voisinage solaire Échelle spatiale: ~10-100 pc région HII nébuleuse planétaire Infrarouge proche optique Le voisinage solaire II Nébuleuses planétaires: Optique supernova remnants: optique (VLT) + rayons X (bleu) La voie lactée • • • • ~100 milliard d’étoiles diamètre: ~30 kpc Vitesse de rotation ~200 km/s Matière interstellaire: plusieurs milliards de masses solaires • Masse sombre Les amas stellaires Amas globulaire – M13 amas ouvert – M35 La voie lactée II La séquence de Hubble Les galaxies a noyaux actif (AGN) • • Galaxie dont le noyaux est plus brillant que le disque d’étoiles Source d’énergie: gravitation (trou noir) Le groupe local Les amas de galaxies • Dimension: plusieurs Mpc • Plus que 100 galaxies • L’amas le plus proche dans l’hémisphère nord: l’amas de la Vierge (distance: 17 Mpc) Abell 1689 La cosmologie: les grandes structures et leur formation Les grand chantiers • Formation des planètes • Formation stellaire • Formation des galaxies
