Bases observationnelles de la physique stellaire

Bases observationnelles
de la physique stellaire
Pascal Petit
Laboratoire d’astrophysique de Toulouse-Tarbes
Calendrier:
• mardi 06 février 13h30-15h30: cours
• mardi 13 février 13h30-15h30: TD
• mardi 20 février 13h30-15h30: TD
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1- Détermination des distances
2- Luminosité des étoiles
3- Température superficielle
4- Types spectraux
5- Diagramme de Hertzsprung-Russell
6- Rayon des étoiles
7- Masse des étoiles
8- Relation masse-luminosité
9- Etoiles pulsantes: relation période-luminosité
10- Rotation stellaire
Détermination des distances
Vision binoculaire:
Œil gauche
Œil droit
Détermination des distances
yeux
objet
a
ϖ
d
a = base de triangulation
Si a augmente, dmax augmente
Parallaxe annuelle
Ellipse parallactique
d
d ~ 1 U.A. / p
N.B.: aussi, parallaxe diurne (distance des planètes)
Parallaxe annuelle
Hipparcos (mission ESA, 1989)
Parallaxe de 200 000 etoiles (150 pc)
Gaia (projet ESA, 2011)
Parallaxe de 109 étoiles (1% voie lactée)
Méthode du courant d’étoiles
Amas ouvert des Hyades:
ensemble d’étoiles formées
simultanément
Même vitesse d’ensemble
p/r au Soleil
Méthode du courant d’étoiles
Méthode du courant d’étoiles
Vr: mesuré par décalage Doppler
des raies spectrales
Vt = Vr.tan(θ)
d
d = Vt / µ
(Mvt propre)
Luminosité des étoiles
Luminosité: énergie totale rayonnée par seconde par l’étoile
(Lsun = 4 x 1026 W)
Eclairement: flux lumineux mesuré (par cm2 et par seconde)
Echelle des magnitudes
Classification de Hipparque (IIème siècle av. J.-C.)
Loi de Pogson (1856):
m1 - m2 = -2.5 log(E1/E2)
(relation entre magnitude apparente et éclairement)
m dépend de: - la luminosité stellaire
- la distance de l’étoile
- du détecteur
Etoile de référence: Véga (mV ~ 0)
Echelle des magnitudes
Magnitude apparente bolométrique mbol:
mesurée sur tout le spectre electromagnétique
Correction bolométrique:
CB = mV - mbol
CB ne dépend que de la température de surface
Loi CB(T) calibrée sur des étoiles brillantes, ou par le calcul
Echelle des magnitudes
Magnitude absolue: magnitude qu’aurait l’étoile
si elle était située à 10 pc
M - m = 5 - 5 log (d)
(d en parsec)
La magnitude absolue bolométrique est directement liée
à la luminosité:
M1 - M2 = -2.5 log ( L1 / L2 )
Température superficielle
Amas ouvert M39
… étoiles colorées !
Température de brillance
On suppose que l’étoile rayonne comme un corps noir.
Loi de Wien: Tb.λmax = 0.28979 cm.K
λmax: longueur d’onde au maximum du rayonnement
(maximum de la fonction de Planck)
Température de couleur
Filtres colorés U (UV), B (bleu), V (Visible), R (rouge)
Indices de couleur:
U - B, B - V, …
Relation biunivoque entre
Couleur (Température)
de l’étoile et indice de couleur
Définition d’une température
de couleur.
Température effective
Relation entre Teff, rayon stellaire et luminosité (loi de Stefan):
L = 4 π R2 σ Teff4
Application importante : calcul des rayons stellaires
Ecart au corps noir
Ecart au corps noir
… + pour les étoiles: absorption interstellaire (rougissement)
Types spectraux
Sous-division des types spectraux: de 0 à 9.
Types spectraux
Composition chimique
!
X=
m(H)
= 0.7
m(H) + m(He) + m(métaux)
Y=
m(He)
= 0.28
m(H) + m(He) + m(métaux)
Z=
m(métaux)
= 0.02
m(H) + m(He) + m(métaux)
Classe de luminosité
IIIIIIIVVVIVII-
super-géantes
géantes brillantes
géantes
sous-géantes
naines (séquence principale)
sous-naines
naines blanches
Classification du Soleil: G2V
Diagramme de Hertzsprung-Russell
Rayon des étoiles
Mesure directe par interférométrie
Plus petits détails résolus:
r = λ/Base
Base: écart entre télescopes
λ: longueur d’onde
VLTI (visible et proche IR)
Rayon des étoiles
Mesure directe par interférométrie
Plus petits détails résolus:
r = λ/Base
Base: écart entre télescopes
λ: longueur d’onde
VLA (domaine radio)
Masse des étoiles
Étoiles doubles visuelles
3ème
P2
4" 2
loi de Kepler: 3 =
a
G(M1 + M 2 )
Barycentre du système:
!
M1
!
M1 et M2
M2
Binaires spectroscopiques
V.sin(i)
a.sin(i)
i: angle entre ligne de visée et
axe de rotation
Binaires à éclipses
i ~ 90°
Relation masse-luminosité
pour les étoiles de séquence principale de distance et masse connues :
• Mbol < 7.5 : L/Lsun = 1.2 (M/Msun)4.0
• Mbol > 7.5 : L/Lsun = 0.67 (M/Msun)2.76
Etoiles pulsantes:
Relation période-luminosité
Méthode puissante de détermination
des distances
Rotation stellaire
Variabilité de l’irradiance
Solaire lors du transit
des taches
(période ~ 28 jours)
Rotation stellaire
Variabilité photométrique
des étoiles en rotation
Prot
HR 1099, Prot ~ 3 jours