Cours B3

1
Le rayonnement (2)
Applications astrophysiques du
rayonnement du corps noir
Notions de spectroscopie
L'atome d'hydrogène
L'e!et Doppler

2
Le rayonnement de corps noir
Rappels : Propriétés essentielles du rayonnement de corps noir:
Loi de Stefan-Boltzmann (1879): F = σ T4 (F flux émis par
unité de surface)
Loi de Wien (1896): λmax T = 2900 (µm K)
Loi de Rayleigh-Jeans (1900) (hν << kT):
Loi de Planck (1901):

3
Quelques applications astrophysiques
Constante solaire: flux énergétique reçu sur Terre par m2 (hors
atmosphère): 1366 W m-2 (légèrement variable au cours du cycle solaire)
Luminosité du Soleil:
D: distance Terre - Soleil:
"«#unité astronomique#»
Flux solaire émis par m2:
Température e!ective du Soleil:
L = 4 π D2f
τ = 499 sec
D = 1 UA =c τ =1.5 1011 m
F = L
4 π R2=D R
⎛
⎝
⎜ ⎞
⎠
⎟
2
f=2152 x 1366 = 6.3 107 W m−2
Teff = F
σ
⎛
⎝
⎜ ⎞
⎠
⎟
1/ 4
= 5776 K

4
Quelques applications astrophysiques

5
La spectroscopie en astrophysique
Principe physique d'un spectrographe
A la recherche d'informations spectroscopiques...
éléments chimiques, abondances, atomes et ions,
molécules...