Introduction à la physique stellaire

Introduction à la physique stellaire
E. Josselin
Université de Montpellier
LUPM - Equipe Astrophysique Stellaire
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Le diagramme HR
E. Hertzsprung & H.N. Russell (1911-1913)
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Naissance de la spectroscopie
J. Fraunhofer (1814)
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Le rayonnement
Lois de Kirchhoff & Bunsen
Absorption et émission
un gaz "dense" et "chaud" produit un rayonnement continu
un gaz "chaud" et "diffus" produit des raies spectrales brillantes (raies d’émission)
un gaz "froid" et "diffus" devant une source de rayonnement continu produit des raies
spectrales sombres (raies d’absorption) dans le spectre continu.
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Rayonnement continu
Le corps noir
Fonction de Planck
2πhc 2
1
λ5 exp[(hc/λ)/(kT )] − 1
Z ∞
B(T ) =
Bλ (T )dλ = σ T 4
Bλ (T ) =
0
σ = 5.67 10−8 W m−2 K−4
λmax T = 2897µm.K
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Rayonnement continu
Le corps noir
Application aux étoiles
Flux = puissance rayonnée par unité de surface (en W/m2 )
On définit la température effective : température d’un corps noir rayonnnant le même flux
Luminosité = Flux × Surface
F = σ Tef4 f
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S = 4πR?2
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Raies spectrales
Hydrogen Atom
E=0
n=
E = – 0.85 eV, n = 4
Ionization
>13.6 eV
< 91.2 nm
E = – 1.51 eV, n = 3
Balmer series
(emission)
E = –3.40 eV, n = 2
H line H
H
1.89 eV, 2.55 eV 2.86 eV
656.2 nm 486.1 nm 434.0 nm
(red)
(blue)
H
3.02 eV
410.1 nm
(violet)
13.6 eV
91.2 nm
Lyman series
(absorption)
Lyman alpha line
10.2 eV, 121.5 nm
(ultraviolet)
Hyperfine
splitting
E = – 13.61 eV, n = 1
(ground state)
Fig. 10.1: Astronomy Methods (CUP), ©H. Bradt 2004
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1420 MHz
6 10–6 eV
(not to scale)
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Spectre du Soleil
Spectre du Soleil
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Classification spectrale
Système MK
Première tentative de classification :
décroissance de l’intensité des raies de Balmer
⇒ types A à O
A. Cannon (ca. 1910) :
application de la physique statistique :
lois de Boltzmann (excitation) + Saha (ionisation)
⇒ classification en température
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Classification spectrale
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Classification spectrale
Oh be a fine girl/guy kiss me !
Classification empirique : critères de base (visible)
O (28000-50000 K) : raies de He+ , raies faibles de H (Balmer)
B (10000-28000 K) : raies de He, raies moyennes de H
A (7500-10000 K) : très fortes raies de H
F (6000-7500 K) : raies moyennes de H et Ca+
G (5000-6000 K) : raies faibles de H, raies fortes de Ca+
K (3500-5000 K) : raies des "métaux" (neutre et ionisé 1 fois), quelques bandes
moléculaires (hydrures)
M (2500-3500 K) : bandes moléculaires fortes (oxides)
L, T, Y : naines brunes
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Classification spectrale
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Classification spectrale
Classes de luminosité
0 hypergéantes
Ia supergéantes brillantes
Ib supergéantes
II géantes brillantes
III géantes
IV sous-géantes
V naines / Séquence Principale
(VI : naines sous la Séquence Principale)
Soleil () : type G2 V.
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Les étoiles
Diagramme HR
L = 4πR 2 σ Tef4 f
http://www.astroex.org/french/index.php (Nb. 4)
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Les étoiles
Diagramme HR
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Le diagramme HR
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