Cours d`astrophysique II :

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Cours d’astrophysique II :
Bases physiques de
l’astrophysique
Semestre printemps 2016
Dr. Pierre North
Laboratoire d’astrophysique
Ecole Polytechnique Fédérale de Lausanne
Observatoire de Sauverny
CH – 1290 Versoix
http://lastro.epfl.ch
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Astrophysique II: Bases physiques de l’astrophysique
Introduction
Place du cours dans le curriculum:
•  Astro I: Introduction
(4e sem.)
Frédéric Courbin (MER LASTRO)
•  Astro II: Bases physiques
(6e sem.)
Pierre North (MER LASTRO)
Exercices: Rémy Joseph & Markus Rexroth (PhD)
•  Astro III: Dynamique stellaire & galactique (7e sem.)
Jean-Paul Kneib (Prof. LASTRO)
•  Astro IV: Cosmologie observationnelle
Jean-Paul Kneib (Prof. LASTRO)
(8e sem.)
Quelques questions auxquelles « Bases physiques » donne
réponse (partielle):
•  A quelles conditions une * brille-t-elle?
•  Comment l’énergie est-elle transmise du centre à la surface
d’une * ?
•  Pourquoi le bord du disque solaire est-il moins brillant que le
centre?
•  Comment se forment les raies spectrales dans une
atmosphère stellaire?
•  Peut-on mesurer la composition chimique d’une * ?
•  Comment la ionisation affecte-t-elle la structure des * ?
•  Comment une * naine blanche peut-elle être stable?
•  …
Bibliographie
•  B. W. Carrol & D. A. Ostlie, Introduction to modern astrophysics, AddisonWesley, 1996
•  R. Monier, Les étoiles et le milieu interstellaire, introduction à
l’astrophysique; cours, exercices et problèmes résolus, ellipses, 2006
•  R. Bowers & T. Deeming, Astrophysics I: Stars, Jones and Bartlett, 1984
•  G. B. Rybicki & A. P. Lightman, Radiative processes in astrophysics,
WILEY-VCH, 2004
•  D. D. Clayton, Principles of stellar evolution and nucleosynthesis, McGraw
Hill, 1968
•  F. Shu, The physics of astrophysics, Volume I: Radiation, University Science
Books, 1991
Le rayonnement dans l’univers
• 
• 
ρb ~ 5 ⋅ 10-28 kg/m3
(baryonique)
ou ~ 0.3 protons/m3
Densité de rayonnement: ρr ~ ρb /1000
Densité de matière:
(mais il n’en a pas toujours été ainsi!)
Importance:
1.  Transfert d’énergie dans les étoiles
2.  Source d’information principale
L’intensité spécifique dans le cas d’une étoile résolue ou
non résolue
Rappel: coordonnées sphériques
Energie rayonnée dans une direction par une étoile
Invariance de l’intensité spécifique: l’implication cosmologique…
« Paradoxe » de Cheseaux-Olbers
Loys de Cheseaux, 1719-1752
De l’utilité de définir 1 Jansky = 10-26 W m-2 Hz-1:Spectral energy
distribution of the quasar APM 08279+5255 (z=3.87) compared to the ultra-luminous galaxies
IRAS FSC 10214+4724 (z=2.29), SMM 02399-0136 (z=2.8), and H 1413+11 (z=2.56).
M J Irwin et al, 1998,
"APM 08279+5255:
an ultraluminous
broad absorption
line quasar at a
redshift z=3.87",
Astrophys J, 505,
529
Luminosité des étoiles: diagramme HR
Magnitudes de quelques astres:
Magnitudes apparente d’un système double:
cas de deux composantes identiques: ∆m = 0.753 mag
Mermilliod et al. 2008,
A&A 485, 95