cours 1
Spectroscopie
et
photométrie stellaire
Trois types de spectres (lois de Kirchhoff, 1859)
1- un gaz à pression élevée, un liquide ou un solide, s'ils sont chauffés,
émettent un rayonnement continu qui contient toutes les couleurs
2- un gaz chaud, à basse pression, émet un rayonnement uniquement
pour certaines couleurs bien spécifiques:
le spectre présente des raies d'émission
3- un gaz froid, à basse pression, s'il est situé entre l'observateur et
une source de rayonnement continu, absorbe certaines couleurs,
produisant dans le spectre des raies d'absorption
le soleil, les étoiles
comètes, nébuleuses
atmosphères stellaires
Spectre continu du corps noir (loi de Planck)
loi de Plank:
dE=I(λ,ω) dS dt dw dλ
à l'équilibre thermodynamique
I(λ)=2hc2/λ5 . (ehc/λkT-1)-1
h = 6.62 10-34 J.s
k = 1.38 10-23 J.K-1
Étoile G2
(Soleil)
Étoile A1
(Vega)
Spectre continu du corps noir (loi de Planck)
intensité
longueur d'onde
loi de Plank:
dE=I(λ,ω) dS dt dw dλ
à l'équilibre thermodynamique
I(λ)=2hc2/λ5 . (ehc/λkT-1)-1
h = 6.62 10-34 J.s
k = 1.38 10-23 J.K-1
Spectre continu du corps noir (loi de Planck)
intensité
longueur d'onde
loi de Wien:
I(λ) ~ 2hc2/λ5 . e-hc/λkT
x=hc/λkT
--> I = Cste.x5.e-x
dI/dx = Cste.x4.e-x.(x-5)
λm.T = 2,88 10-3
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