Introduction à la Spectroscopie

Introduction
à la
Spectroscopie
Olivier Thizy
[email protected]
WE Atelier Spectro
1 Septembre 2007
-- Mons --
Le menu...
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Historique & Théorie
Le Lhires III
Quelques projets
Les étoiles Be
Conclusion
11/09/07
Rappels de Spectroscopie
(c) 2006 - Shelyak Instruments
3
La lumière et les couleurs
Isaac Newton (1642-1726)
➢
Un pionnier
➢1670: expérience du prisme
➢Ouverture circulaire
de 6mm: λ/∆λ ~10 !
➢
Le spectre du Soleil
William Wollaston (1766-1828)
➢
~150 ans après Newton !
➢Première observation (1802) de raies sombres
➢A mis en évidence l'importance de la finesse de la fente
➢
Joseph Fraunhofer (1787-1826)
➢Fabriquant de verre de très bonne qualité
➢
Raies A, B (Hα), C, D (doublet Sodium)... H, K (Calcium)
➢Catalogue de ~600 raies vers 1814
➢
Observa aussi les planètes & quelques étoiles !
➢Edmon Becquerel (1820-1891)
➢
Première photographie du spectre du Soleil (13 Juin 1842!)
➢
Analyse chimique & Spectroscopie
Léon Foucault (1819-1868)
➢Comparaison entre spectre terrestre et celui du Soleil
(raies du Sodium, 1849)
➢Gustav Kirchhoff
➢Indépendemment, il répéta l'expérience avec du Sel et
publia en 1859 que le Sodium devait être dans l'atmosphère
solaire!
➢Un résultat théorique clef: les lois de Kirchhoff
➢
Robert Bunsen (1811-1899)
➢Université d'Heidelberg comme Kirchhoff
➢Ensemble, ils publient en 1860 un papier sur l'“analyse
chimique par l'observation spectroscopique”, puis en 18611863 des analyses de divers éléments chimiques et leurs
investigation sur le spectre solaire
➢La spectroscopie est née...
➢
La lumière est une onde
Thomas Young (1773-1829)
➢Nature ondulatoire de la lumière (1801)
➢
Utilisation de réseau de 20 traits/mm
➢
Lois de Kirchhoff
1
2
3
1
Un gaz à pression élevé, un liquide ou un solide, s'ils sont
chauffés, émettent un rayonnement continu qui contient toutes
les couleurs;
2
Un gaz à basse pression et basse température, s'il est situé entre
une source de rayonnement continu et un observateur, absorbe
certaines couleurs (spectre de raies en absorption).
3
Un gaz chaud à basse pression émet un rayonnement uniquement
pour certaines couleurs (spectre de raies en émission)
Profil de corps noir
1
Profil de Plank
12.000 K
Intensité
10.000 K
8.000 K
5.000 K
1000
2000
3000
4000
5000
6000
7000
Longueur d'onde (angstroms)
8000
9000
10000
Spectre électromagnétique...
Une fenêtre étroite !
Source: Getting the measure of the stars (WA Cooper & EN Walker)
Informations du profil
Loi de Stefan:
Intensité (sous la courbe) =
Constante * T4
➢
Loi de Wien:
λ max * Temperature = Constante
(2900 µm.K)
➢
==>Température = Couleur !!!
Domaine Visible
= 400-700nm (4000A-7000A)
2
Raies d'absorption
• Le spectre stellaire a la
forme (continuum) d’un
spectre de corps noir
• L’atmosphère, plus froide,
absorbe certaines
longueurs d’ondes
2
Raies d'absorption
• La photosphère est peu
épaisse
• Les «ailes» des raies
viennent plutôt des
couches plus profondes
que le «centre»
D'après: http://ircamera.as.arizona.edu/astr_250/Lectures/Lecture_14.htm
Raies d'absorption/émission
∆Energie = h * ν = h *c / λ
Table des éléments
2
Raies d'absorption
Raies en émission
3
• Les lampes de calibration (ici: lampe de
Néon interne au Lhires III) forment des
raies en émission.
fente
Exemple de raies en émission
• Le spectre d’une
nébuleuse planétaire
ou diffuse est en
émission
La classification des étoiles
Quelques précurseurs: Lewis Rutherfurd
(1816-1892), Angelo Secchi (1818-1878),
William Huggins (1824-1910), Hermann Carl
Vogel (1841-1907)
➢Un travail essentiel: le catalogue Henry
Drapper à Harvard
➢Edward Pickering (1846-1919) et son
“harem”; fonda l'AAVSO
➢Williama Fleming (1857-1911): type
A...Q; 26000 spectres
➢Antonia Maury (1866-1952): type
I...XX; première à mettre le type O
devant le type A (classification
Flemming)
➢Annie Cannon (1863-1941)
➢Types: OBAFGKM
➢
Sous-division décimale (B0..9)
➢~400000 spectres catalogués !!!
➢
A.J. Cannon
La classification des étoiles
1890: catalogue Drapper de spectres stellaires
➢
1911-1915: analyse de 225300 étoiles par A.J. Cannon
➢1918-1924: publications du catalogue HD (Henry Drapper)
➢1949: HDE: extension du catalogue HD
➢1943: “Atlas of Stellar Spectra” par William Morgan, Philip
Keenan, & Edith Kellman [MKK]
➢Type spectral du catalogue HD (Température): OBAFGKM
➢Notion de Classe de Luminosité I...V
➢
L'équipe (féminine!) de E. Pickering en 1913.
Les débuts de l'Astrophysique
Ejnar Hertzsprung (1873-1967) & Henry Russell (1877-1957)
➢
Diagramme couleur/luminosité (première public. en 1911)
➢
Intensité relative des éléments
Effet Doppler
Eloignement
des galaxies
=
décalage
vers le rouge
(red shift)
 
=
c

En résumé...
La lumière venant des étoiles nous renseigne sur:
• leur température [profil général]
• leur composition et les conditions physiques
d'excitation ou d'ionisation (donc de température)
[présence de raies]
• La composition chimique quantitative, la pression,
la gravité de l'étoile [intensité des raies]
• Les déplacements [effet Doppler]
● Eloignement ou de rapprochement (vitesse radiale)
● Rotation
● Expansion
11/09/07
(c) 2006 - Shelyak Instruments
25
Quelques livres...
Quelques liens utiles
Groupe ARAS:
http://www.astrosurf.com/aras/
Liste Spectro-L: http://groups.yahoo.com/group/spectro-l/
CDS Strasbourg http://http://cdsweb.u-strasbg.fr/
ADS (articles)
http://http://adsabs.harvard.edu/abstract_service.html
11/09/07
Le Lhires III
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Principe du Spectrographe
Le dispositif de dispersion peut être un prisme ou un réseau
➢Mode Littrow: collimateur = objectif
➢Les astronomes professionnels utilisent des modes 'Echelle'
(recouvrement d'ordre et dispersion croisée); ex: MuSiCoS
➢
Des spectrographes du commerce
LHIRES III
SBIG SGS
SBIG DSS7 Star Analyzer
Prix
2570€
~6000€
~1800€
110€
Type de réseau(x)
Réflexion
Réflexion
Réflexion
Transmission
Réseau(x)
Lignes/mm
2400 (std)
150, 300, 600,
1200 (option)
150 (Low)
600 (High)
100
100
Dispersion
Å/pixel avec ST7
3.0 (Lowest) to 4.3 (Low)
0.12 (Highest) 1.1 (High)
5.4
~20
Résolution (∆λ)
avec ST-7
Pouvoir de
résolution (λ/∆λ)
Domaine λ
0.3 - 0.4Å
9Å (Low)
2.4Å (High)
16Å
basse
Ajustable
Ajustable
Fixe
Fixe
Ajustable
Ajustable
Fixe
Fixe
Guidage
Par fente
mirroir
Nécessite
une STx
sans
sans
Meilleur pour...
Etoiles,
nébuleuses
Etoiles,
nébuleuses
Nébuleuse,
galaxies
Nébuleuses,
galaxies
Caractéristiques du Lhires III
Spectrographe de type Littrow
Haute Résolution (λ/∆λ de 17000 autour de Hα)
Dispersion de 0.01nm (caméra de 9µm)
Optimisé pour un instrument ouvert à f/10
Adaptable à tout type d'instruments
Adaptation à différents types de détecteurs: caméras CCD,
Appareil Photographiques Numériques, webcam...
Fente réfléchissante pour un guidage précis
Compact (250mm x 200mm x 83mm) et léger (1.6kg)
Supports et réseaux complémentaires en option
pour adapter la résolution à son projet
Visuel sur le Soleil pour des animations
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(c) 2006 - Shelyak Instruments
Utilisable
en spectro-héliographie
31
A l'intérieur du Lhires III
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C'est quoi un «spectre»?
Fente
Objet ponctuel (ex: étoile)
Objet étalé (ex: Soleil)
2D / 1D ?
L'extraction du spectre
passe du spectre 2D
(image) au spectre 1D
(courbe.
➢
Une coupe simple ne
suffit pas (mauvais
rapport signal/bruit)
➢
L'extraction optimisée
est faite dans la plupart
des logiciels (ex: L_OPT
dans IRIS)
➢
Résolution ?
Basse résolution
(réseau 150 t/mm)
Comparaison entre un
spectre de Véga en basse
résolution (150tt/mm) et en
haute résolution
(2400tt/mm).
➢
Basse résolution:
➢Forme générale
➢
Profil de Planck
➢
Haute résolution
➢Profil de raies
(Profil de Voigt...)
➢FWHM
➢Largeur Equivalente
➢
Haute résolution
(réseau 2400 t/mm)
Ordres de grandeurs
• 1 Å = 0,1 nm = 50km/sec
• Spectre visible: 3000-7000 Å (300-700 nm)
• Sensibilité des CCD: 3000-9000 Å
Dispersion (Hα)
Ǻ/pix
km/s
Pouvoir de résolution
Champ
Magnitude limite
Ǻ
Réseau utilisé – Lhires III – t/mm
2400
1200
600
300
150
0,1
0,3
0,7
1,5
3,0
5
17
35
75
150
17000
6000
2700
1300
600
85
250
550
1100
2300
5
6
7
8
9
Calculs théor. (ETCL): T200mm, Lhires III (fente 30µm), KAF0400, 1 h de pose, S/B=100
Selon vos observations,
il faudra trouver le bon compromis entre
Résolution, Champ spectral, Magnitude limite,
Rapport Signal/bruit
et Temps de pose
11/09/07
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36
Comment ça se passe?
?
11/09/07
(c) 2006 - Shelyak Instruments
Observation avec un C8 lors du stage pratique OHP 2007
Suivez le guide...
37
Pré-régler son spectrographe
• Régler le spectrographe AVANT à l'intérieur & de jour!
●
●
●
●
●
●
Miroir principal (bouge peu ensuite)
Miroir de guidage (bouge peu ensuite)
Focalisation caméra de guidage
Alignement caméra (spectre horizontal!)
Position du réseau (Hα ou autre)
Focalisation caméra d'acquisition
11/09/07 Exemple de focalisation
(c)des
2006
- Shelyak
Instruments
raies
de Néon
avec CCDSoft v5.
38
Installer/Régler son équipement
• Monter le spectrographe
●
Sens RA ou DEC ? Dépend de la monture...
• Re-réglage rapide de la focalisation spectrographe (néon)
• Pointer une étoile brillante
●
●
●
Utilisation éventuelle d'un oculaire
Recentrer votre chercheur!!!
Re-régler éventuellement le mirroir
de guidage (un peu sport!)
● Pour avoir le spectre à l'endroit
le plus brillant (cf spectre du néon)
● Étoile centrée sur la caméra de guidage
• Pointer une étoile plus faible
●
Focalisation du télescope en se servant
de l'extinction de l'étoile dans la fente
(utiliser un gain constant sur caméra de guidage)
11/09/07
(c) 2006 - Shelyak Instruments
39
Exemple de séquences d'images
• Pointer l'étoile de référence (ex: Altaïr, Regulus),
plutôt bas sur horizon pour avoir les raies telluriques
●
●
●
altair-na#: 3 néons avant (ex: 3 poses de 0.5sec)
altair#: 3 à 6 poses de 5min
altair-na#: 3 néons après (ex: 3 poses de 0.5sec)
• Pointer une cible
●
●
●
cible-na#: 3 néons avant (ex: 3 poses de 0.5sec)
cible#: poses unitaires de 5min
cible-nb#: 3 néons après (ex: 3 poses de 0.5sec)
ible
c
ue
q
a
ch
r
u
Po
• Fichiers pour le prétraitement
●
●
●
●
●
●
bias#: offset, série de 9 à 21 poses (dans le noir de 0sec)
neon-dark#: faire les noirs pour les néons (0.5sec)
cible-dark#: faire les noirs pour les cibles (5min)
flat#: calque devant télescope + lampe hallogène 150W (continuum)
flat-neon#: néon pour le flat (ex: 3 poses de 0.5sec)
flat-dark#: faire les noirs pour les flats (temps de pose selon les flats)
11/09/07
(c) 2006 - Shelyak Instruments
40
Notes sur l'Autoguidage
• Fonctionne pratiquement comme en imagerie classique
• Nécessite un logiciel pouvant autoguider sur fente
(ex: IRIS)
• Visualisation & guidage manuel:
●
Utiliser les fonctions R_STAR, R_COLOR, R_SIZE, R_STOP...
• Mode autoguidage:
●
●
●
●
Mode “fente”; indiquer la position de la fente (X ou Y selon version)
Faire un apprentissage (~10sec), inverser ensuite “V RA” si retournement de monture
Sélectionner une fenêtre petite (bon suivi) ou grande (mauvais suivi de la monture)
Et prévoir de la lecture pendant les poses !!! :-)
11/09/07
(c) 2006 - Shelyak Instruments
41
Au sujet du Flat
•
•
•
•
Utiliser une lampe « corps noir » (ex: Hallogène)
Le faire si possible en laissant le spectro sur le télescope
Un simple papier calque (ou plusieurs scotchés ensemble)
Pose assez longues (ben oui, on étale les Watts !)
11/09/07
(c) 2006 - Shelyak Instruments
42
Préparer les fichiers (1)
• Offset: médiane des bias individuels,
• Dark: médiane des noirs & soustraire l'Offset.
• créer un fichier cosmétique (FIND_HOT dans IRIS)
• Flat: soustraire noir/offset, mise à niveau, médiane
(c) 2006
- Shelyak
Instruments
Note:11/09/07
j'utilise AudeLA pour préparer
mes
fichiers
maître car il peut gérer le 16bits 43
non signé tandis qu'IRIS ne lit que les valeurs 0-32767 (attention à la dynamique du flat!)
Préparer les fichiers (2)
• Moyenne des néons avant & après (vérifier le décalage!)
Raies telluriques !!!
6575
(c) 2006de
- Shelyak
44
Eventuellement MirrorY
tousInstruments
les fichiers (bleu à gauche)
• 11/09/07
Utilisation des fonctions (Sp)IRIS
• L_SLANT: donne l'inclinaison du spectre (sur néon)
• Repérer la position en X raie 6575A
• Panneau “Lhires 2400”: première passe sur étoile de référence et
utiliser les raies telluriques pour obtenir le polynôme de calibration
• Panneau “Lhires Libre” pour recaler le polynôme sur spectre du néon
(pas utile si assez d'eau dans les spectres!)
11/09/07
(c) 2006 - Shelyak Instruments
45
Les niveaux de traitement (0a-c)
• Niveau 0a - Level 0a
•
Spectre en deux dimensions (2-D) représentant l'addition des spectres individuels prétraitées d'une
séquence. Le prétraitement consiste en la soustraction du signal d'obscurité, en la soustraction du
signal d'obscurité (thermique) et en la division par le flat-field. Des corrections cosmétiques sont
éventuellement apportées (procédure de retrait des rayons cosmiques par exemple). Au besoin, et si le
décalage transverse constaté est de 4 pixels maximum par rapport à la position moyenne, les spectres
sont recentrés suivant l'axe transverse uniquement (axe perpendiculaire à la dispersion, c'est-à-dire
vertical dans la figure ci-dessus). Le format de fichier est le FITS si possible. La largeur de l'image (axe
vertical) doit être de 100 pixels au moins pour permettre une mesure satisfaisante du fond de ciel.
• Niveau 0b - Level 0b
•
Spectre 2-D corrigé des distortions géométriques de premier ordre : l'axe de dispersion est horizontal
et les raies spectrales sont verticales (corrections éventuelles de type "slant" et "tilt"). Le niveau du
fond de ciel est soustrait par interpolation de part et d'autre de la trace de l'objet observé. Le format de
fichier est le FITS si possible.
• Niveau 0c - Level 0c
•
Profil spectral sous la forme d'une image 2-D. Le profil est extrait du produit de niveau 0b par binning
(addition) suivant l'axe colonne des pixels ayant reçu un signal significatif de l'objet. Le profil trouvé est
11/09/07
(c) l'image
2006 - Shelyak
Instruments
46 de
dupliqué sur 20 lignes pour produire
2-D et améliorer
la visibilité de cette dernière. Le format
fichier est le FITS si possible.
Les niveaux de traitement (1a)
• Niveau 1a - Level 1a
•
Profil 1-D représentant une des lignes d'un produit de niveau 0c. Les produits de niveau 0c
et 1a sont dont tout à fait équivalent. Seul le format des données est différent. Un produit
de niveau 1a est un fichier ASCII à deux colonnes : la colonne 1 contient un numéro de
pixel (le premier numéro est toujours 0), la colonne 2 contient les comptes numériques
(ADU) pour le pixel correspondant.
11/09/07
(c) 2006 - Shelyak Instruments
47
Les niveaux de traitement (1b)
• Niveau 1b - Level 1b
•
Profil spectral calibré en longueur d'onde. La loi de dispersion d'un produit de niveau 1b
est linéaire. Pour cela, on applique au produit de niveau 1a une fonction de linéarisation
polynomiale de degré 2 (éventuellement 3) en longueur d'onde. Le résidu de calibration
(O-C) RMS doit être inférieur à 0,05 Angstrom (cas de l'utilisation d'un réseau de 2400
traits/mm) . Optionnellement, pour faciliter la visualisation, les données sont normalisée à
l'unité dans une zone uniforme du continuum (par exemple autour de 6600 angstroms
avec un spectre issu d'un LHIRES équipé d'un réseau de 2400traits/mm). L'opération de
normalisation se limite à la multiplication de tous les points du spectres par une constante.
Le format de fichier est le FITS 1-D si possible.
11/09/07
(c) 2006 - Shelyak Instruments
48
Les niveaux de traitement (1c)
• Niveau 1c - Level 1c
•
Profil spectral de niveau 1b divisé par la courbe de réponse spectrale instrumentale. Le
format de fichier est le FITS 1-D si possible. Ce sont les produits de niveau 1c qui sont
fournis à la base de données de spectres Be (BeSS).
11/09/07
(c) 2006 - Shelyak Instruments
49
Traitement et analyse
des spectres 1D
La spectro,
c'est génial !!!
11/09/07
(c) 2006 - Shelyak Instruments
50
Une gamme
qui se développe...
Le Lhires III, le spectrographe utilisé
dans le monde entier pour des projets
personnels (pédagogiques) ou en
collaboration (étoiles Be, novae...).
2570€
Le Lhires Lite, un spectroscope conçu
pour l'animation avec le public: spectre solaire,
lampes spectrales... un outil pour les collèges
et lycées qui veulent approfondir le sujet.
990€
Le Star Analyser, un spectroscope simple mais efficace,
idéal pour débuter en spectroscopie avec de petits moyens.
110€
Prix TTC valable le 1er Septembre 2007, document non contractuel
Quelques liens utiles
Groupe ARAS:
http://www.astrosurf.com/aras/
Liste Spectro-L: http://groups.yahoo.com/group/spectro-l/
Site Iris:
http://www.astrosurf.org/buil/
Iris / SPIris:
http://www.astrosurf.org/buil/us/iris/iris.htm
VisualSpec:
http://astrosurf.com/vdesnoux/
Audela:
http://www.astrosurf.com/aude/
Prism:
http://www.astroccd.com/prism/fr/
11/09/07
Quelques Projets...
(c) 2006 - Shelyak Instruments
53
Quelques projets...
1 Le Sodium sous toutes ses formes!
2 Observation du spectre du soleil en visuel
3 Spectre du Soleil en basse résolution
4 Spectro-Héliographie
5 Spectres stellaires: Classification BR
6 Spectres stellaires: Classification HR
7 Spectres stellaires: Profils de raies
8 Spectres de nébuleuses
9 Comètes
10 Novae: vitesse d'éjection de l'enveloppe
11 Vitesses radiales
12 Vitesse de la terre... et masse du soleil !
13 Rotation des planètes Jupiter et Saturne
14 Binaires spectroscopiques
15 Rotations stellaires - V.sin (i)
16
Etoiles Herbig Ae/Be
11/09/07
(c) 2006 - Shelyak Instruments
17 Etoiles Be (collaboration pros-amateurs)
54
La liste s'allonge sans cesse ! ...
1 – Le Sodium sous toutes ses formes!
Sel
Allumette
Cornichon !
Sirius
Soleil
Lampadaire
11/09/07
(c) C. Buil / Benoit Minster
(c) 2006 - Shelyak Instruments
55
2 – Observation visuelle du spectre solaire
N
AU
E
V
OU
(c) Robin Leadbeater
11/09/07
(c) 2006 - Shelyak Instruments
56
Olivier Thizy – Janvier 2007
Lhires III – 300tt/mm; Digital Rebel / EOS300D
Fait au Pic du Midi (ie: peu d'atmosphère!)
11/09/07
(c) 2006 - Shelyak Instruments
Hα
Doublet
du Sodium
Triplet
du Magnésium
Hδ
H/K
(Calcium)
Hβ
3 – Spectre solaire en basse résolution
57
4 – Spectro-Héliographie
11/09/07
(c) 2006 - Shelyak Instruments
58
5 – Spectres stellaires: Classification BR
A0
Be
M5
C8 – Lhires III (150tt/mm) – EOS 300D – Poses de 30 sec – Sans ordinateur !
11/09/07
(c) 2006 - Shelyak Instruments
59
6 – Spectres stellaires: Classification HR
Oh-Be-A-Fine-Girl-Kiss-Me
Lhires III
& APN
Séquence de spectres dans la région du triplet du Calcium.
La température des objets s'abaisse en allant du haut vers le bas.
©
Christian Buil
11/09/07
(c) 2006 - Shelyak Instruments
60
7 – Spectres stellaires: Profils de raies
11/09/07
(c) 2006 - Shelyak Instruments
61
8a – Spectres de nébuleuses
Hα
6563
[OIII]
5007
Hβ
4861 [OIII]
4959
11/09/07
[NII]
6583
[NII]
6548
HeI
5876
(c) 2006 - Shelyak Instruments
Spectre de M42 - Lhires III (150tt/mm) + KAF1600 / Acquisition: Benjamin Mauclaire / Traitement: Olivier Thizy
Image de M42: Olivier Garde & Adrien Viciana (CALA)
HeI
6678
62
8b – Spectres de nébuleuses
Spectre de NGC2392, C11+Lhires III (600tt/mm) + Atik16
(c) Robin Leadbeater/O.Thizy – stage spectro OHP 2007
[NII]
Hα
11/09/07
(c) 2006 - Shelyak Instruments
63
9 – Spectres de comètes
11/09/07
(c) 2006 - Shelyak Instruments
64
10 – Novae: éjection de l'enveloppe
V1280 Sco
V4743 Sgr
50 Å
2500 km/s
11/09/07
RS Oph
(c) 2006 - Shelyak Instruments
65
11 – Vitesses radiales d'étoiles
Spectres comparés de SAO104807, Altair, et SAO112958
11/09/07
(c) 2006 - Shelyak Instruments
66
12 – Vitesse de la Terre... Masse du Soleil
T =2
2
T =
a
V
 4 2 
G m1m2 
a
3
En juillet...
Terre
a
Soleil
V = 30 km/s
(+6 pixels)
m1
En janvier...
11/09/07
V = 30 km/s
(-6 pixels)
Terre
(c) 2006 - Shelyak Instruments
m2
67
13 – Rotation de Jupiter et Saturne
Cas de Saturne:
Décalage = 7 pixels = 8,8 km/s
Période de 10,6 h >> Rayon = 107511 km
>> Distance de la terre !
 4 2 
2
Par les anneaux... Masse !
>> Densité !
G m1m2 
T =
a
3
 
=
c

(c) 2006 - Shelyak
Instruments pas de manière solide
68!
...11/09/07
et on prouve que les anneaux
ne tournent
14 – Binaires spectroscopiques
Beta Auriga
2 spectres
à 72h d'intervalle
Par la troisième loi de Kepler,
on peut facilement remonter
au rapport de masse
des deux étoiles !
57 Cyg
(C. Buil)
11/09/07
(c) 2006 - Shelyak Instruments
Evolution
de bêta Aurigae sur 3h...
69
15 – Rotation stellaire: V.sin(i)
v.sin(i) = 330km/s
v.sin(i) = 0km/s
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(c) 2006 - Shelyak Instruments
70
16 – Etoiles Herbig Ae/Be
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C.Buil
(c) 2006 - Shelyak Instruments
71
16bis – Variables !
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(c) 2006 - Shelyak Instruments
Source: Getting the measure of the stars (WA Cooper & EN Walker)
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17 – Etoiles Be (programme Corot !)
Magnétisme, ou
Pulsations ?
Vos mesures permettront
de trancher !
Collaboration Amateurs - Professionnels
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(c) 2006 - Shelyak Instruments
73
Les Etoiles Be
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(c) 2006 - Shelyak Instruments
74
Les étoiles Be
Découvertes en 1866 par le père Secchi
➢
gamma Cas
➢beta Lyr
➢
Les étoiles Be
T=20 000K (4*Soleil)
➢Non super-géantes
➢M=8*Soleil
➢
R=6*Soleil
➢~10%-20% des étoiles B
➢
Be
O
B
A
F
G
K
M
Variabilité des Be
Etoiles variables
➢Evolution sur diverses
échelle de temps!
➢
Cycle B->Be->B->Be... ?
➢
Sources: Hubert & Floquet 1998; Koubsky et al. 2000
Source du pic d'émission
Nuage de matière autour de
l'étoile
➢
Evolution temporelle
➢'outburst'
➢Géométrique
➢
Mais la question de l'origine de
cet anneau est encore débattue
➢
Pulsations Non Radiales
➢Impulsions magnétiques
➢Vitesse de rotation
➢
Autre...
➢
Corrélation entre photométrie &
spectroscopie importante !!!
➢
Profils de raies
Étoile B
Géométrie du système
Sources: Hubert & Floquet 1998 et E Pollman
Suivi de beta Lyrae (2005)
D'où vient le disque ?
• Les étoiles Be sont trop
vieilles pour avoir un
disque protostellaire
• La plupart des étoiles
Be ne sont pas binaires
• Donc le disque doit être
crée par éjection…
Ejection de matière ?
• La rotation de l’étoile seule ne suffit pas
à éjecter de la matière
• Des pulsations internes pourraient «aider»
à cette éjection
• Un champ magnétique pourrait apporter du
moment angulaire supplémentaire
pour éjecter la matière
• …mais il reste encore beaucoup à apprendre
et les observations sont indispensables!
Pulsations Non Radiales
• Onde a l’intérieur de
l’étoile, courbée par le
changement de
vitesse du son
• Le parcours de l’onde
dépend de la structure
interne de l’étoile
• Mode NRP (Non
Radial Pulsations)
Pulsations Non Radiales
l = nb total de lignes séparatrices
m = nb de lignes en latitude
Schrijvers 1999
Pulsations Non Radiales
l = nb total de lignes séparatrices
m = nb de lignes en latitude
Schrijvers 1999
l=9, m=5
Animation: C. Ormerod
Variations spectrales NRP
l=10, m=10
Source animations: C. Neiner
l=7, m=4
Exemple de variations
Détection de champ magnétique
• La détection directe par spectro-polarimatrie
(effet Zeeman) est très difficile:
–
–
–
–
peu de raies dans les étoiles chaudes
le champ magnétique recherché est faible
les pulsations déforment les profils de raies
la rotation élargie les raies
Une détection: β Cep
 β Cep, le prototype des β
Cep, aussi une Be mais qui
tourne lentement
… avec un champ magnétique
(Henrichs et al. 2000)
Source vidéo: H Heinrichs
...et une deuxième !
 ω Ori, une Be classique
(tourne vite!)
… avec un champ magnétique
(Neiner et al. 2003)
Programme COROT
Collaboration pro/am
➢Mise en place du base de données
de spectres d'étoiles Be
➢Coordination avec les amateurs
➢Possible grace au Lhires III
➢
COROT & BeSS: devraient ouvrir la porte à
une collaboration plus large (articles,
symposium...)
➢
Envie d'aller plus loin?
- S'inscrire sur la liste de distribution Spectro-L:
http://groups.yahoo.com/group/spectro-l/
- Participer à des stages, des rencontres...
- Se rapprocher de clubs qui ont fait le choix de la spectro
(CALA, SALyon, SAR, Gapra, Copernic, etc...)
- Manipuler les logiciels & tutoriaux
- Me contacter: [email protected] !!!
Les deux conditions essentielles
pour bien démarrer
Maîtriser son télescope
Maîtriser les bases de
l'imagerie numérique
11/09/07
http://www.shelyak.com
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Quelques liens utiles
Groupe ARAS:
http://www.astrosurf.com/aras/
Liste Spectro-L: http://groups.yahoo.com/group/spectro-l/
BeSS:
http://basebe.obspm.fr/basebe/Accueil.php
Projet Corot:
http:/www.astrosurf.org/buil/corot/data.htm
CDS Strasbourg http://http://cdsweb.u-strasbg.fr/
ADS (articles)
http://http://adsabs.harvard.edu/abstract_service.html
MERCI !!!
Shelyak Instruments
Tél.: 04.76.41.36.81
http://www.shelyak.com
Email: [email protected]