Absorption interstellaire

Absorption interstellaire
Introduction
En 1929, l'astronome Robert J. Trumpler travaillait depuis une dizaine d'années sur les amas
ouverts de la Galaxie au Lick Observatory (California) pour en comprendre la distribution spatiale.
Les amas ouverts sont des amas d'étoiles jeunes formées il y a quelques dizaines de millions
d'années à partir de l'effondrement gravitationnel de gigantesques nuages de gaz du plan Galactique.
C'est en comparant les distances de ces amas obtenues par deux méthodes différentes, l'une basée
sur les dimensions apparentes des amas sur le ciel, l'autre basée sur leur luminosité apparente, que
Trumpler réalisa que le milieu interstellaire n'était pas vide et contenait de la matière absorbant la
lumière.
La première méthode consiste à estimer la distance d'un amas en faisant l'hypothèse que les amas
ont tous le même diamètre réel D; ainsi la distance d1 est calculée selon la relation:
d1 = D/tan(A) ~ D/A où A est le diamètre apparent angulaire exprimé en radians. Il se trouve que la
mesure du diamètre angulaire est très peu affectée par l'absorption interstellaire; la distance d1 est
donc approximativement la vraie distance.
Suivant la seconde méthode, Trumpler repère quelques étoiles, supposées appartenir à un amas
ouvert, et détermine leurs magnitudes apparentes m et leurs types spectraux. De cette information, à
l'aide du diagramme de Hertzsprung-Russel, il déduit les magnitudes absolues M
de ces étoiles. Pour chaque amas, la relation m – M = 5log(d2) – 5 donne la distance en parsecs.
Mais cette relation n'est valable que si les magnitudes apparentes observées ne sont pas affectées par
la fameuse absorption interstellaire. En réalité il faut corriger m d'une valeur Delta_m = E.d
où d est la distance vraie traversée par la lumière provenant des étoiles

Activité
A. Méthodes des diamètres angulaires.
On va supposer que l'ensemble des amas ouverts étudiés ont la meme dimension physique,
la mesure sur un cliché photographique de leur diamètre angulaire permettra d'en déduire leur
distance.
1. Rappeller la relation entre le diamètre angulaire, la distance et la dimension d'un objet
2. Les amas étudiés sont M11, M34, M36, M67, M103 et les Pléiades. Comparer sur les clichés (en
annexe) le nombre d'étoiles visibles, la concentration des étoiles vers le centre de l'amas... Quels
sont les éléments de ressemblance ?
3. Mesurer le diamètre angulaire pour chacun des 6 amas. On exprimera la valeur du diamètre
angulaire en minute d'arc en tenant compte de l'échelle indiquée sur chacun des clichés.
4. Sachant que le diamètre angulaire de l'amas des Hyades est de 400' alors que sa distance est de 41
parsecs, en déduire la distance des autres amas.
B. Méthode du diagramme HR.
Pour un type spectral donné (une couleur), une étoile de la séquence principale a une
magnitude absolue donnée M, qui est indépendante de l'amas considéré.
1. Superposer le diagramme HR d'un des amas avec celui des Hyades. Faire monter et descendre
parallèlement à l'axe des ordonnées l'un des diagrammes de telle sorte que les séquences principales
viennent en coincidence. On prendra évidement soin à ce que les axes des abscisses soient toujours
correctement alignés.
Pour chacun des amas, déterminer le décalage en ordonnée par rapport aux Hyades :
(mamas – mHyades)
2. Déterminer la distance de chacun des amas connaissant la distance des Hyades
3. Comparer les distances trouvées par cette méthode avec celles déterminées précédement.
C. Mesure de l'absorption interstellaire.
On va attribuer les écarts trouvés entre les distances par les deux méthodes à l'absorption
interstellaire.
1. Exprimer en terme de magnitude Delta_m, l'écart trouvé entre les distances des deux méthodes.
2. Calculer le Delta_m pour les 6 amas. En déduire une valeur pour l'absorption moyenne en kpc.

Correction
A.1 Relation Diamètre angulaire distance
A diamètre angulaire (minutes d'arc)
d1distance (parsecs)
D diamètre intrinsèque (parsecs)
d1 = D/tan(A) ~ D/A car A (en radians) est petit
d1 (pc) ~ [D(pc)/A(')].[2xpi/(360x60)]
A.2 Comparaison des clichés
L'apparence des amas varie beaucoup. Certains sont très compacts, d'autres très éparpillés, d'autres
encore sont entourés d'une nébulosité diffuse...
Par exemple, comparons M11 et M67:
M11 apparaît beaucoup plus concentré, avec un plus grand nombre d'étoiles.
On trouve beaucoup plus d'étoiles dans l'environnement de l'amas, avec un fond de ciel très brillant.
On pourrait se demander si l'image de M11 n'a pas été faite avec un plus long temps de pose, mais
les éclat apparents des étoiles semblent comparables. Il s'agit en fait d'une différence de direction
dans le ciel, M11 étant dans la direction du plan Galactique, où il y a un très grand nombre d'étoiles,
alors que M67 se trouve “a u-dessus” du Soleil dans une direction proche de celle du pôle nord
Galactique, donc dans une région pauvre en étoiles.
A.3 Mesure des diamètres angulaires
On admet que dans les amas considérés les étoiles occupent un volume sphérique.
La figure 2 contient six amas ouverts dans un même champ (l'échelle de référence en minutes d'arc
est donnée sur la photographie) dont l'amas M36, pour lequel on a une seconde image, extraite des
plaques photographiques du Mont Palomar. Un conseil est d'utiliser les amas de la figure 2 pour
s'entraîner à mesurer des diamètres angulaires en essayant des cercles de diamètres variés. On peut
améliorer la mesure en orientant la photographie selon plusieurs direction (verticalement,
horizontalement, en diagonale...) et en faisant la moyenne. On peut aussi faire des comparaisons
entre plusieurs groupes d'élèves.
On mesure ensuite les diamètres angulaires des 6 amas : Pleiades, M34, M36, M11, M103, M67. Le
champ de l'image des Pleiades est de 120'*120', celui des cinq autres amas est de 60'... Toutes ces
images ont bien été prises avec le meme temps de pose. Le diamètre de l'amas des Hyades qui nous
sert de référence et que l'on trouve sur le cliché en négatif est de 400 minutes d'arc (~6,7°)

A.4 Distance des amas : Pleiades, M34, M36, M11, M103, M67
DHyades = Damas = [dHyadesxAHyades(')].[(360x60)/(2xpi)] = [damasxAamas(')].[(360x60)/(2xpi)]
--> damas = dHyadesxAHyades(')/Aamas(') = (400 x 41)/Aamas(')
B. 1 Mesure du décalage en magnitude apparente de la séquence principale
Remarque:
Sur tous les diagrammes apparaît plus ou moins une séquence principale, diagonale qui s'étend des
faibles luminosités et types K-M vers les fortes luminosités et types O-B. Sur certains diagrammes
(M67, M11), on voit nettement une branche de géantes, témoins d'un état d'évolution des
populations stellaires différent par rapport aux autres amas. L'amas M67, en particulier, a le
diagramme typique d'un amas globulaire contenant des étoiles évoluées; les autres sont plutôt de
type Galactique (ou ouvert) et constitués d'étoiles jeunes. L'amas le plus jeune est celui qui a sa
séquence principale la mieux conservée du côté des géantes bleues (en haut à gauche du
diagramme); on remarquera que M36 et M103 sont les plus jeunes, avec encore de nombreuses
étoiles O-B.
En se plaçant à un type spetral donné, ou en procédant par transparence et en faisant coïncider les
abscisses du diagrammes des Hyades avec celui de l'amas considéré, on peut comparer la position
en magnitude apparente des séquences principale de chaque amas par rapport à celle de l'amas des
Hyades.
On obtient ainsi pour chaque amas la quantité (mamas – mHyades)
B. 2 Mesure de la distance “ photométrique”
D'après la relation du module de distance on a:
mHyades – M = 5 log(dHyades) – 5 avec dHyades = 41 pc
de même:
mamas – M = 5 log(damas) – 5 avec damas inconnue exprimée en parsecs (pc)
d'où (mamas - mHyades) + (mHyades -M) = (mamas – mHyades) + 5 log(dHyades) – 5 = 5 log(damas) – 5
et damas = dHyades.10 (mamas – mHyades)/5

Amas Pleiades M11 M34 M36 M67 M103
Diamètre
angulaire
(en mm)
Diamètre
angulaire
(minutes d'arc
Distance d1
m–m(Hyades)
Distance d2
Absorption
Absorption
par kpc