notions de photometrie. - Observatoire Midi

Le langage de l’astrophysique
Pascal Fouqué, astronome à l’Observatoire Midi-Pyrénées
INSA 2011-2012
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Le rayonnement
 Le
spectre électromagnétique de la lumière
 Notions
 Échelle
 Le
de photométrie
des magnitudes
rayonnement de corps noir
 Notions
de spectroscopie
2
Le spectre électromagnétique
de la lumière

Le spectre électromagnétique est la décomposition du rayonnement
électromagnétique selon ses différentes composantes en terme de longueur
d'onde.

Relations entre longueur d'onde λ, fréquence du rayonnement ν, énergie du
c
photon E: λ =
, c = 3 10 8 m s−1
E = hν , h = 6.63 10−34 J s
ν
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Les domaines de fréquence

Ondes radioélectriques:
VHF
10-1m
30-300MHz
Radio FM
UHF
10-1dm
300MHz-3GHz
TV, portables, microondes
SHF
10-1cm
3-30GHz
radars
EHF
10-1mm
30-300GHz

Radioastronomie: 20MHz-300GHz (15m-1mm)
4
Les domaines de fréquence

Domaine infrarouge: 1 mm - 0.76 µm (300 GHz - 400 THz)

Lumière visible: 760 nm (rouge) - 380 nm (bleu)

Ultraviolet: 380 - 10 nm, 800 THz - 30 PHz, 3 - 120 eV

Rayons X: 10 nm - 10 pm, 120 eV - 120 keV

Rayons γ: 10 pm - <80 fm, 120 keV - >16 TeV
hc
E=
= 1.24 eV
e λ (µm)

Taille d’un atome: 30-200 pm, d’un noyau atomique: 2-15 fm
5
Le spectre électromagnétique
de la lumière
6
Le spectre électromagnétique
de la lumière: fenêtres
7
Le spectre électromagnétique
de la lumière
La Galaxie
vue dans
différentes
longueurs
d'onde
8
Notions de photométrie
La notion d'angle solide
Le rayonnement d'une source lumineuse ponctuelle se propage
dans un cône ayant pour sommet la source elle-même.
L'angle solide Ω, qui caractérise l'ouverture plus ou moins grande de ce cône peut
être évalué à partir de l'aire S de la surface qu'il découpe sur une sphère de rayon r,
centrée en P. Plus le cône est ouvert, plus cette aire est grande.
dΩ = dS cos α / r2
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Grandeurs photométriques
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Grandeurs photométriques
Terme astronomique
Terme physique
Définition
Unité physique
Unité photométrie
visuelle
Luminosité
Flux lumineux
Puissance
W
lumen (lm)
Flux émis
Exitance
Puissance émise par
unité de surface
normale à la
propagation
W m-2
lux
Flux reçu
Eclairement
Puissance reçue par
u.d.s.
W m-2
lux
Intensité
Puissance émise par
unité d’angle solide
W sr-1
candela
Luminance
Puissance émise par
u.d.s. et par u.d.a.s.
W m-2 sr-1
candela m-2
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Grandeurs photométriques spectrales
Terme astronomique
Terme physique
Définition
Unité physique
Radiance (ou flux)
monochromatique
Exitance spectrale
Puissance émise par u.d.s.
et par unité spectrale
W m-2 µm-1
Eclairement (ou flux)
monochromatique
Eclairement (irradiance)
spectral (e)
Puissance reçue par u.d.s.
et par unité spectrale
W m-2 µm-1
Luminance spectrale
Puissance émise par u.d.s,
par u.sp. et par u.d.a.s.
W m-2 sr-1 µm-1
Luminance, brillance (ou
intensité spécifique)
monochromatique
ou W m-2 Hz-1
ou W m-2 Hz-1
ou W m-2 sr-1 Hz-1
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Loi de l'inverse
du carré de la distance
L'éclairement d'une surface dS, placée à une distance r d'une source lumineuse
ponctuelle P d'intensité uniforme I, varie en raison inverse du carré de la distance.
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Magnitudes
Définition de la magnitude apparente:
La magnitude apparente m d'une étoile est reliée au flux mesuré F par l'équation
de Pogson (1856):
Échelle logarithmique qui suit la
classification historique d'Hipparque
La magnitude apparente d'une source
dépend généralement de la bande
spectrale d'observation (couleur).
14
Magnitudes
15
Indices de couleur
La magnitude et l'indice de couleur de Véga sont ~ nuls,
non pas par hasard, mais par choix :
Véga a été choisie comme standard de référence.
Les étoiles chaudes (bleues) ont un indice de couleur
négatif, alors que les étoiles plus froides (rouges) ont un indice positif élevé.
16
Magnitudes
17
Magnitudes absolues
La magnitude apparente, comme son nom l'indique, n'est qu'apparente pour un
observateur donné. Pour faire de la physique et ainsi s'affranchir de l'effet de
distance, on utilise la notion de magnitude absolue.
M on utilise la la même définition que m avec F10=Fapp(d/10)2 où d est en pc.
Donnez une expression de (m-M) en fonction de d. Cette différence de
magnitudes est appellée « module de distance ».
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Magnitudes absolues
• Dans une bande photométrique: MV
• V-AV-MV = µ
• Soleil: V=-26.76
• Calculer MV
• Magnitude bolométrique: Mbol = MV + BCV
• Soleil: Mbol=4.74 => BCV=-0.07
• Etoile: Mbol = 4.74 - 2.5 log L
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Unités de l’astrophysique
• Temps: jour: 1 j = 86400 s
– Année julienne: 365.25 j
– Siècle julien: 36525 j
• Masse: masse solaire
– Msol mal connue mais G Msol très bien mesuré
– G Msol = 1.3271244 1020 m3 s-2
– G mal connu (10-4): G = 6.67384 10-11 m3 kg-1 s-2 (6.67259 IAU)
– D’où Msol = 2 1027 kg
• Distance: unité astronomique (UA ou AU)
– 3è loi de Kepler (1618): k2 a3 = G Msol
– k = 2 π / T: vitesse angulaire
– Gauss: période de révolution sidérale: 365.2568983
– k fixé à 0.01720209895 par Newcomb
– d’où a = 1 UA
– or T (Gauss) trop grand de 46 s, donc a (TS) > 1 UA
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Unités de l’astrophysique
• Proposition actuelle: fixer 1 UA à une valeur fixe et
mesurer G Msol
• Meilleure mesure actuelle: 1 UA=149 597 870 700 ± 3 m
• Temps mis par la lumière pour parcourir cette distance
dans le vide: τ = 499.0047838 s
• Année-lumière: 365.25 x 86400 x c = 9.46 1015 m =
63241 UA
• Parsec: 1 pc = 1 UA / tan (1”) = 3.09 1016 m = 3.26 a-l =
206265 UA
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