Le Principe d`une double spectroscopique

Le groupe
Thème proposé : Les doubles spectroscopiques. Mesures des paramètres
du système à l’aide des courbes de lumière.
Le Principe d’une double spectroscopique
Chacune des étoiles tourne autour de leur barycentre commun
Concrètement :
 Vitesse radiale positive (vers l’observateur): décalage vers le bleu
 Vitesse radiale négative (vers l’observateur) : décalage vers le rouge
 Mesure des vitesses radiales par effet Doppler :

vr


c
Les contraintes
• Type d’étoiles : étoiles de types identiques afin d’observer le
dédoublement des mêmes raies.
• Un certain nombre de raies  étoiles de type F (s’attendre à
beaucoup de raies)
• Instrumentation telle que la FWHM des raies soit de 2,4 A et un
échantillonnage de 1 A/pixel :
à 650 nm, « vr = 46 km.s-1/pixel » soit une vitesse radiale d’au moins
110 km.s-1 pour obtenir une mesure exploitable.
Conclusion : Etoiles de type F, ayant des vitesses radiales dépassant
la centaine de km.s-1 (mouvement vers l’observateur), de magnitude
suffisante (au moins 6 en haute résolution)
Les candidates - 1
• ER Vul : (type G, mv=7.3, T=0.6981)
???
Les candidates - 2
• GK Cep : (types A, mv=7.0, T = 0.9362 )
15/08/2005 à 20h20 TU :
15/08/2005
À 23h00 TU :
Les Candidates - 3
• SW Lac : (types G, mv=9.0, T=0.3207)
Encore à creuser …
Paramètres du système
• Vitesses radiales : mesurées grâce au décalage des
raies par rapport
• Masses : problème à 2 corps
 m1 vr2


 m2 vr1

4 2 a 3

m1  m2  GT 2
Période mesurée de deux manières :
spectroscopiquement et binaire à éclipse.
Ce dernier point permet d’atteindre la valeur du demigrand axe a de l’orbite, puis e, R1/R2 …
Les étoiles Wolf-Rayet
Etoiles jeunes, très chaudes et très massives. Forte perte de masse par vent
stellaire  nuage de gaz, fortement ionisé (vu la température de surface de
l’étoile)  Raies d’émission plutôt dans le bleu.
V1042 Cyg : (type WR, mv= 8.1)
C ???
HeI
Le reste - 1
Gam Cas : (Be)
Beta Lyr : (Be)
Le reste - 2
Véga :