école d'astronomie de Porquerolles 2005 Daniel Bonneau OCA-GEMINI ©Serge Brunier

LA LUMIERE PORTEUR D 'INFORMATIONS
école d'astronomie de Porquerolles 2005
Daniel Bonneau OCA-GEMINI
©Serge Brunier
LA LUMIERE PORTEUR D 'INFORMATIONS
 Qu’est-ce que la lumière?
o
o
o
o
propagation de la lumière
nature ondulatoire
le spectre électromagnétique, la transparence de l’atmosphère terrestre
nature corpusculaire
 D’où vient la lumière ?
o rayonnement thermique, relation entre les flux lumineux, albédo
o Corps Noir, spectre du rayonnement thermique
o les spectrographe, les spectres lumineux
o la lumière émise par les atomes
 Notion de photométrie
o éclairement
o magnitudes stellaires: apparente, absolue, bolométrique
o indices de couleurs
 Spectroscopie et photométrie, outils de base de l’astrophysique
o La température des astres révélée par leur spectre
o La composition chimique des astres révélée par leur spectre
o Les propriétés physiques révélée par leur spectre
1
Qu'est-ce que la lumière ?
La lumière à notre regard
2
La propagation de la lumière
Principe de la propagation rectiligne de la lumière
notion de "rayon" , de "pinceau" ou de "faisceau" lumineux
Réfraction, Réflexion
Plan d’incidence
i1 = angle d’incidence
i’1 = angle de réflexion
i1 = - i’1
i2 = angle de réfraction
n1 et n2 = indices de réfraction
c
sini1
n2
sini2 = n2,1 = n1
n= V
V = vitesse de la lumière dans le milieu
c = vitesse de la lumière dans le vide
Lois de Descartes (1596-1650)
 Le rayon réfléchi et le rayon réfracté sont dans le plan d’incidence
 Les angles d’incidence et de réflexion sont égaux et de signes contraires
 Pour chaque lumière monochromatique, les sinus des angles d’incidence et de
réfraction sont dans un rapport constant.
3
La propagation de la lumière
Indice de réfraction et vitesse de la lumière
Indice de réfraction
Milieu
Vitesse de la lumière (m/s)
Vide
1
299 702 547
Air
1,0003
299 702 547
Eau
1,33
225 407 863
Verre
Diamant
1,5 à 1,8
2,42
Dispersion de la lumière
166 551 366 à 199 861 164
123 881 181
Réfraction chromatique de la lumière
par un prisme
Newton (1672) : La lumière blanche se décompose en lumières colorées
4
nature ondulatoire de la lumière
Diffraction de la lumière
La lumière ne se déplace pas toujours en ligne droite!
 Diffraction de la lumière à travers une ouverture circulaire
 Diffraction de la lumière par un bord d’écran rectiligne
 Double réfraction de la lumière dans les cristaux
Huygens (1629-1695): la lumière est constituée de particules dont le mouvement
oscillatoire se transmettent de proche en proche. L’ensemble des particules qui vibrent
ensemble constituent une ondelette.
5
nature ondulatoire de la lumière
Interférences lumineuses
L’addition de lumières peut conduire à l’obscurité !
Les anneaux de Newton (vers 1700)
 Franges annulaires apparaissant au contact
de surfaces de courbures différentes.
R
e
r
Anneaux sombres 
e  r2 / 2R = k /2
Mais aussi…
 Franges de coin d’air
 Irisation des bulles de savon
6
nature ondulatoire de la lumière
Les franges d’Young (vers 1800)
 Franges rectilignes apparaissant sur un écran éclairé par une source monochromatique
à travers deux fentes fines.
i= F/D
= F/d
d
D
F
7
nature ondulatoire de la lumière
La polarisation de la lumière, Etienne Malus (1808)
Mise ne évidence de la polarisation de la lumière
par réflexion
Réflexion de la lumière sur deux miroirs de verre
Angles d’incidence = 57°
Le faisceau réfléchi sur le 2ème miroir d’éteint
quand les deux plans d’incidences sont
perpendiculaires
Polarimètre de Nörremberg
Mais aussi…
 polarisation par double réfraction dans les cristaux
8
nature ondulatoire de la lumière
Effet Doppler – Fizeau
Effet de changement de la fréquence d’émission d’une source en mouvement découvert
pour le son par Christian Doppler en 1842 puis pour la lumière par Hippolyte Fizeau en
1848.
 source en mouvement
 lumière émise à une longueur d’onde 0
 vitesse de la source V
 observateur
 la longueur d’onde observée dépend de la vitesse relative (vitesse radiale) de la source
 obs0
0
=
V rad
c
VRAD= -V
VRAD= +V
V
R
E c
VRAD= 0
0 c
c
0

0 E
R 0
9
nature ondulatoire de la lumière
Théorie électromagnétique de Maxwell (1864)
longueur de l'onde = 
fréquence = 
x=c
Champ électrique (E )
Champ magnétique (B)
Lumière = vibration transversale
célérité dans le vide
c  300000 km/s
10
Le spectre électromagnétique
Distinction arbitraire, liée à la technique
11
La transparence de l’atmosphère terrestre
12
nature corpusculaire de la lumière
découverte de l’effet photoélectrique, Hertz (1887)
L’éclairage de la plaque métallique par la
lumière de l’arc électrique produit
l’apparition de charges électriques qui se
traduisent par la déviation de l’aiguille
de l’électroscope.
13
nature corpusculaire de la lumière
étude de l’effet photoélectrique, Philipp Lenard (1902)
 La lumière arrache des électrons à la surface de la
cathode. Ces électrons sont attirés par l’anode ce qui
crée un courant électrique dans le circuit.
+
 L’intensité du courant électrique est
proportionnelle à la puissance du faisceau lumineux.
Le coefficient de proportionnalité dépend de la nature
du métal qui constitue la cathode.
 L’énergie des électrons émis dépend uniquement de
la fréquence du rayonnement pas de son intensité.
Dispositif de mesure de l’effet photoélectrique
14
nature corpusculaire de la lumière
L'effet photoélectrique et la notion de photon
Cesium
Potatium
Barium
Zinc
Cuivre
0 = c / 0 fréquence de seuil
La fréquence de seuil dépend du métal utilisé
Le quanta de lumière = photon, Einstein (1905)
Un photon associé à une onde de fréquence  possède une énergie
E = h .
h = constante de Planck = 6.62 10-34 J.s
15
Interaction lumière - matière
Émission
Un corps porté à une certaine température convertit son énergie interne (énergie
microscopique) en rayonnement électromagnétique; il émet cette énergie (rayonnement).
Flux d'émission Femi = énergie rayonnée par unité de surface et de temps.
Absorption
Une partie de l’énergie du rayonnement reçu par un corps est transformée en énergie
interne.
Flux absorbé Fabs .
Réflexion et diffusion
Au lieu d'être absorbé, le rayonnement incident peut être directement renvoyé:
La réflexion: Le renvoi obéit aux lois de l'optique géométrique.
La diffusion: Le renvoi se fait dans toutes les directions
Le rayonnement réfléchi ou diffusée a la même fréquence que l'onde incidente.
La somme de ces deux flux est notée Fref .
Transparence et opacité
Milieu transparent = milieu qui transmet intégralement le rayonnement incidente
Milieu opaque = milieu ne transmettant pas le rayonnement incident.
16
Relation entre les flux lumineux, notion d’équilibre radiatif
Flux incident
Finc = flux surfacique du rayonnement incident en un point de la surface du corps
Le flux incident est soit réfléchi-diffusé, soit absorbé.
Finc = Fref + Fabs
Flux partant
Fpar = flux surfacique partant du corps est la somme du flux émis et du flux réfléchi.
Fpar = Fref + Femi
Équilibre radiatif
corps opaque est en équilibre radiatif avec le rayonnement qui l'entoure, s'il n'emmagasine pas
d'énergie ou n'en perd pas.
Fpar = Finc et Femi = Fabs
17
La notion d’Albédo
 coefficient d'absorption = rapport entre le flux absorbé et le flux solaire incident.
a = Fabs / Finc
a dépend de la longueur d'onde du rayonnement incident.
 albédo de la surface = rapport entre le flux réfléchi et le flux solaire incident.
A = Fref / Finc = 1 – a(=0.6m)
Lune
Terre (0.35)
Continents : 0.10 – 0.40 (0.35)
Oceans: 0.05 –0.30 (0.25)
Nuages: 0.40 – 0.90
Neiges: 0.60 – 0.85
Mars
Mars (0.15)
Lune (0.07)
Terre
18
D’où vient la lumière?
Définition du Corps Noir
Le Corps Noir
Le corps noir est par définition un corps absorbant intégralement les radiations qu'il reçoit.
Le flux réfléchi est donc nul et le flux partant est seulement constitué du flux émis.
Fref = 0
et
Fpar = F emi
19
Le spectre du Corps Noir
La loi de Planck (vers 1900)
Flux émis F par un corps noir de température T.
Énergie émise par un élément de surface dS, dans une direction d, dans une
intervalle de temps dt et un intervalle de longueur d’ondes d:
dF = I() dS dt d d
I() = Luminance spectrale énergétique ou intensité monochromatique
I() = (2hc2 / 5) / [ehc/kT – 1 ]
h = 6.63 10-34 J.s : constante de Planck
k = 1.38 10-23 J/s : constante de Boltzmann
c = 300 000 000 m/s : vitesse de la lumière
λ (m): longueur d'onde
T (K): Température
20
Le spectre du Corps Noir
la loi de Rayleigh-Jeans
Dans le domaine des grandes longueurs d'onde, lorsque  >> hc / kT,
l'exponentielle peut être remplacée par l'approximation :
ehc/kT  1 + hc/kT
et la loi de Planck se simplifie sous la forme:
I()  2 ckT/4
Cette approximation est utilisable dans le domaine des longueurs d’ondes
infra-rouge et radio.
21
Le spectre du Corps Noir
Soleil
Terre
 La loi de Planck montre que le rayonnement du Corps Noir est le même dans
toutes les directions: il est isotrope.
 Les spectres du Corps Noir à différentes températures se présentent comme
des courbes ayant la même forme s’emboîtant les unes dans les autres.
22
Le spectre du Corps Noir
Relation température – couleur : Loi de Wien
longueur d'onde du flux est maximal en fonction de la température du CN.
max T = Cte  3000 m.K
Objet
T (K)
 (m)
Soleil
5770
0.52
Terre
300
10
 Le soleil rayonne dans le « visible » alors que la Terre rayonne dans « l’infrarouge ».
23
Le spectre du Corps Noir
Énergie totale rayonnée par un Corps Noir : Loi de Stephan
λ
Femi =
I() d = T4
λ0

Constante de Stephan:  = 5.67 10-8 W.m-2.K4
24
Schéma de principe du spectrographe à prisme
Le spectrographe
Lentille objectif
Lentille collimatrice
prisme
Trou ou fente
d’entrée
Détecteur
Spectrographe du XIXème siècle
25
Le spectre solaire de Fraunhofer
Joseph von Fraunhofer (1814)découvre des raies sombres dans le spectre solaire
Anders Ångström (1869) identifie ces raies et mesure leur longueur d’onde
Ident.
élément
 (Å)
C, H
HI
6562.8
D1
D2
Na I
5892.9
5889.9
b1
b2
b3
Mg I
5183.6
5172.7
5167.3
F, H
HI
4861.3
d
Fe I
4383.6
G’, H
HI
4340.5
g
Ca I
4226.7
H, H
HI
4101.7
H
Ca II
3968.5
K
Ca II
3933.7
26
Les spectres lumineux
Les lois de Kirchhoff (1859)
Spectre continu
Spectre d’émission
Spectre d’absorption
 un gaz à pression élevée, un liquide
ou un solide, s’ils sont chauffés,
émettent un rayonnement continu qui
contient toutes les couleurs.
Un gaz chaud, à basse pression, émet
un rayonnement uniquement pour
certaines couleurs bien spécifiques: le
spectre de ce gaz présente des raies
d’émission.
Un gaz froid, à basse pression, s’il est
situé entre l’observateur et une source
de rayonnement continu, absorbe
certaines couleurs, produisant ainsi
dans le spectre continu des raies
d’absorption. Ce gaz absorbe les mêmes
couleurs qu’il émettrait s’il était chaud.
27
Les spectres lumineux
Identification des éléments chimiques par leur spectre
N
He
Fe
Ca
28
Lumière émise par les atomes
L’atome de Bohr
noyau
E1 E2 E
3
électron
E4
Émission d’un photon
h = E4 – E3
 électrons (charge -) en orbite autour d’un noyau
constitué de protons (charge +)et de neutrons.
 chaque orbite correspond à un niveau d’énergie
de l’atome.
 émission ou absorption de lumière quand un
électron change d’orbite
L’atome « moderne »
 L'électron n'est pas localisé en un point
 L'électron n'a pas de trajectoire mais est présent dans un volume appelé orbitale
 On ne perçoit qu'une probabilité de présence pour un point donné de l'espace.
29
Lumière émise par les atomes
30
Lumière émise par l’atome d’hydrogène
Ionisation
Série de Lyman
Énergie
Départ : 1 s
Arrivée : n>1 p
L 1215 Å – limite 915 Å
Ultraviolet
État fondamental
31
Lumière émise par l’atome d’hydrogène
Ionisation
Série de Balmer
Énergie
Départ : 2 p
Arrivée: n>2 s
H 6562 Å – limite 3646 Å
Visible
État fondamental
32
Lumière émise par l’atome d’hydrogène
Ionisation
Série de Paschen
Énergie
Départ : 3 s
Arrivée : n>3 p
P 18751 – P 8862 Å
Infrarouge proche
État fondamental
33
Lumière émise par les atomes
Atomes autres que l’hydrogène
 Pour les atomes qui possèdent plusieurs électrons, la structure en niveaux d’énergies
est plus complexe.
 Les électrons se répartissent en ’’couches’’ et ’’sous-couches’’ d’énergies différentes.
 Il y a émission ou absorption de lumière quand il y a transition d’un électron d’un état
d’énergie à un autre.
Atomes regroupés en molécules
 Une molécule étant un assemblage d’atomes, les électrons de chacun d’eux se
répartissent sur des niveaux d’énergies propre à la structure moléculaire.
 Il y a émission ou absorption de lumière quand il y a transition entre les différents niveaux
d’énergie notamment quand la molécule se déforme sous l’effet de vibrations ou de la rotation.
Spectre de vibration-rotation de la molécule O2 dans l’atmosphère terrestre
Gaz constitué par un mélange d’éléments chimiques différents
 Le spectre absorbé ou émis est la superposition des spectres des différents éléments.
34
Lumière émise par les atomes
profil des raies spectrales
Effets intrinsèques
Largeur naturelle
~ 0.0001 A  1/ tvie avec tvie ~10-8 s
Profil lorentzien
Doppler thermique
ailes Stark
 Élargissement Doppler thermique
 ~ 0.5 A  √ (T/m)
Profil gaussien
 Élargissement "Stark" par collision
 >10 A  densité . section de collision
Profil "plutôt" lorentzien (Holtsmark)
profil gaussien
profil Voigt
noyau Doppler
L’analyse du profil de la raie permet de déduire les propriétés physiques « microscopiques » du
milieu dans lequel se forme le spectre: température, densité
35
Lumière émise par les atomes
profil des raies spectrales
Causes extérieures
Élargissement Doppler dynamique
rotations, expansions, etc.
 de 0 à >1000Å  v/c où z
Élargissement par levée de dégénérescence
champ magnétique (effet Zeeman), etc.
 ~ 1Å  champ magnétique
 Élargissement instrumental
 = résolution  min (1/dimension du réseau-échantillonnage)
L’analyse du profil de la raie permet de déduire les propriétés physiques « macroscopiques »
du milieu dans lequel se forme le spectre: propriétés dynamiques, champ magnétique
36
Notions de photométrie
 Source
Fs = flux émis en 1sec par unité de surface
Ls = luminosité = énergie totale rayonnée en 1 sec dans toutes les directions = 4 R2 Fs
Ts = température de surface de la source
Rs = rayon de la source
Surface unitaire normale au rayonnement
de la source
Ls
Source
Ts
Rs
d
Terre
Terre
d = distance à la source
Éclairement = quantité de lumière reçue
en 1 sec sur 1 m²
E = Ls / 4.d²
(en W.m²)
37
Magnitudes stellaires
Les systèmes de magnitudes sont l’héritage de la classification des étoiles selon leur brillance
apparente à l’œil utilisée par les astronomes de l’antiquité.
Cf: les six classes de grandeur de Hipparque, 2ème siècle avant J.C.:
première grandeur  étoiles visibles juste après le couchant
sixième grandeur  les étoiles à la limite de la perception durant la nuit
La magnitude est une mesure relative de l’éclairement produit par une source lumineuse.
 Magnitude apparente
Pogson (1856) :
quantification de la classification par une loi logarithmique
différence de 5 grandeurs  rapport de 100/1 des éclairements
Il crée le terme de magnitude (notée m, du latin magnitudo = grandeur, puissance), pour
éviter la confusion avec le concept de dimension
Loi de Pogson
m = -2,5 log E + k
A une augmentation de magnitude correspond une diminution de l’éclairement
Cette échelle attribue aux étoiles très brillantes des magnitudes négatives
La constante k a été arbitrairement fixée en affectant une magnitude déterminée à une étoile prise comme
référence.
Pour deux étoiles A et B on a:
mA - mB = -2,5 log EA / EB
L’éclairement d’ne étoile de magnitude 6 est 100 fois plus faible que celui d’une étoile de magnitude 1.
Une différence de n magnitudes correspond un rapport de 2,5n des éclairements.
38
Magnitudes stellaires
39
 Magnitude apparente  indication que sur l'éclat apparent d’une astre
o
elle ne tient pas compte de la distance de l’astre observé
o
elle ne permet pas de comparer ses propriétés à celles d'autres astres
 Magnitude absolue
Afin de comparer la luminosité intrinsèque des étoiles, on définit une échelle de
magnitude absolue qui correspond à la magnitude apparente de l'astre s'il était placé
conventionnellement à une distance de 10 parsecs.
Le parsec (contraction de parallactic second) est la distance à laquelle on "voit" le demi-grand axe de
l'orbite terrestre sous un angle de 1«
1 parsec (pc) = 3.086 1016 m = 3,26 a.l = 206 265 UA.
L’éclairement E d’une source lumineuse à la distance d varie comme 1/d2
On en déduit la relation:
m - M = 5 log d – 5
40
Magnitudes stellaires
 Module de distance
(m - M) = la différence entre magnitude visuelle et magnitude absolue
 calcul de la distance d'un astre si l'on connaît la magnitude absolue
 calcul de la magnitude absolue si l'on connaît la distance.
quelques exemples:
Par définition, le module de distance est nul pour une distance de 10 parsecs;
il vaut 5 pour une distance de 100 pc et 10 pour 1 kpc.
Il vaut 18.5 pour les Nuages de Magellan; 24.1 pour la galaxie d’Andromède.
41
Magnitudes stellaires
 Les systèmes de magnitudes
m = -2,5 log E + k
o la définition de la magnitude dépend de la façon de mesurer l’éclairement
o historiquement:
œil humain  magnitudes visuelles mv
plaque photographique  magnitudes photographiques mpg
o Actuellement:
systèmes de filtres standards auxquels sont associés des magnitudes.
Dans chaque système, il faut fixer la valeur de la constante k avec un ensemble
d'étoiles de référence.
m0 = -2,5 log E(0)/ E0 = -2,5 log E(0) + k0
la constante k0 définit la magnitude zéro du système photométrique.
42
Les systèmes de la photométrique standard
U B
V
R
I
1 Jy = 10-26 Wm-2Hz-1
J
H
K
L
M
43
Magnitudes stellaires
 La magnitude bolométrique
La magnitude bolométrique apparente mesure la somme de l’éclairement reçu à toutes
les longueurs d’ondes.

mbol = 2.5 log 0 e()d
ebol
ebol = 2.52 10-8 Wm-2
mbol mesure de la luminosité L d’une source rayonnant de façon isotrope placée à la
distance d
mbol = 0.25 + 5 logd – 2.5 log L/L
avec L = 3.827 1026 W
A l'aide de récepteurs thermoélectriques au sol et embarqués, on peut mesurer l'énergie
totale rayonnée sur l'ensemble du spectre électromagnétique.
 Correction bolométrique
BC = mbol - mV
C’est la correction (toujours négative) qu’il faut apporter aux magnitudes apparente et
absolue pour rendre compte du rayonnement total de l’étoile.
Ces corrections sont tabulées en fonction de la température.
44
Magnitudes stellaires
 Les indices de couleur
•
Différence entre des magnitudes mesurées dans divers domaines spectraux,
m2 - m1
exemples: (U - B), (B - V), (V - K), (K - L)
source lumineuse assimilée à un Corps Noir
 la comparaison des indices de couleurs
permet de comparer les éclairements à
deux longueurs d’ondes et d’en déduire
la température de la source.
45
Magnitudes stellaires
Hypothèse: l’espace est parfaitement transparent.
Problème de l’absorption interstellaire !
46
Photométrie et spectroscopie outils de base de l’astrophysique
L’astrophysique est née au moment ou les astronomes ont compris qu’ils pouvaient déduire
les propriétés physique et chimique des astres qu’ils observaient à partir de la mesure et de
l’analyse des propriétés de leur lumière.
47
Couleur et température des étoiles
Constellation d’Orion
En première approximation:
lumière stellaire ~ rayonnement du Corps Noir
 Loi de Wien
Couleur des étoiles  Température de surface
Betelgeuse
d = 200 pc
Supergéante rouge
Teff = 3000 K
T = 2900 / max
 Loi de Stephan
Luminosité stellaire  Taille des étoiles
L =  S T4
Surface de l’étoile de rayon R: S = 2 R2
Rigel
d = 250 pc
Super géante bleue
Teff= 10000 K
48
Étude des étoiles par la photométrie
Distance, magnitudes, luminosités et température des étoiles les plus brillantes
49
La température effective paramètre stellaire fondamental
Loi de Stephan
Hypothèse: une étoile est une sphère de gaz rayonnant comme un Corps Noir
Fbol =  Teff
4
 = constante de Stefan
Fbol = flux bolométrique = flux total émis par unité de surface
Teff = température effective = température du CN qui rayonne comme l’étoile
 Luminosité stellaire et Rayon stellaire
L = Fbol 4R 2
L = luminosité = quantité totale d’énergie rayonnée par l’étoile
R = rayon stellaire
 Flux apparent et diamètre angulaire
fbol = Fbol R 2 / d 2 =  Teff 4  2 / 4
 = diamètre angulaire de l’étoile (en seconde de degré)
d = distance de l’étoile (en parsec)
R = d (fbol /  Teff 4 )1/2
R/R = 107.47  d
50
La température effective paramètre stellaire fondamental
51
Étude des étoiles par la photométrie
Poussières circumstellaire autour d’une étoile jeune
HD 100546
B9 Vne Teff 10500 K L = 36 L d = 103 pc
Diagramme H-R de l’amas globulaire M3
Mesure photométriques
Spectre théorique
Étoile
poussières
circumstellaire
Image en bande K
OA ADONIS 3.60m ESO
52
La spectroscopie en astronomie
les spectres stellaires du père Secchi, Observatoire du Vatican (1863 à 1868)
Le spectrographe
Les quatre types de spectres
La grande variété des spectres stellaires
53
La spectroscopie en astronomie
W. Huggins vers 1890
Spectrographe à prismes au foyer
de la lunette de 38 cm de
l’observatoire de Tulse Hill
OHP vers 1995
Spectroscope ELODIE au
foyer du télescope de 193 cm
54
La spectroscopie en astronomie
 Étalonnage des longueurs d’onde dans le spectre stellaire
• spectre de référence (arc au Fer, lampe à décharge (Argon, Néon, Thorium)
 Identification des raies stellaires
• repérage de la longueur d’onde de chaque raie
• identification de chaque raie au moyen de tables donnant les longueurs d’ondes des raies
atomiques et moléculaires
• comparaison du spectre stellaire avec un spectre calculé au moyen d’un modèle
d’atmosphère stellaire (température, gravité, composition chimique)
55
La classification spectrales
H
 Classes de températures
Les standards: types O, B, A, F, G, K, M
Les particulières: étoiles carbonées (type C (R,N)), étoiles types S,
étoiles de Wolf-Rayet (WC, WN), étoiles naines blanches (D0, DA, DB, DF)…
 Classes de luminosité: naine, géante, supergéante
IV, V, VI, III, II, I, Ib, Ia
56
Le spectre révélateur de la complexité des astres
652 nm
689 nm
Étoile Be classique
Étoile Be binaire
Super Novae 1987A
dans le Grand Nuage de Magellan
57
Le spectre révélateur de la complexité des astres
Spectre d’une nébuleuse gazeuse
NGC 3372
Nébuleuse de eta Carinae
58
Analyse du profil des raies spectrales: détermination des abondances
 La détermination de la composition chimique des astres est fondamentale pour l’étude de leur formation et
de leur évolution.
 L’abondance d’un élément chimique mesure sa quantité relative à celle de l’hydrogène, A = NA / NH.
Méthode de la courbe de croissance
La courbe de croissance relie la largeur équivalente de raie W au nombre des atomes responsables de la raie
Courbe de croissance
W = Largeur équivalente
I

W
Log W/ = logA + log  gi f + mod
log  gi f
 Analyse spectroscopique  mesure de W pour les raies en absorption d’un même élément chimique.
 Modèle d’atmosphère stellaire  calcul de W en fonction de paramètres caractérisant les raies spectrales
(, gi, f), des paramètres du modèle (température Teff, gravité log g, micro turbulence ) et de l’abondance de
l’élément chimique A.
59
Analyse du profil des raies spectrales: détermination des abondances
Méthode de l’utilisation directe du profil de raie
intensité
Spectre calculé
Spectre observé
Longueur d’onde
spectroscopie  tracé du spectre observé de l’étoile.
 Modèle d’atmosphère stellaire  calcul du spectre théorique Ical () en fonction des paramètres physiques
du modèle (température Teff, gravité log g, micro turbulence ) des paramètres caractérisant les raies des
différents éléments chimiques et leurs abondances A = NA / NH.
60
Analyse du profil des raies spectrales: effets dynamiques
Composante radiale du Mouvement propre
Mesure de la longueur d’onde d’une raie déplacée par effet DoplerFizeau.
Comparaison avec la longueur d’onde du laboratoire.
Vitesse de l’étoile projetée sur la direction de visée
Vabs
Y
Vt
X
Vr
Z
 / λ0 = Vr / с = z
Vr = 200 km/s
Vr = 2250 km/s
61
Analyse du profil des raies spectrales: effets dynamiques
 Étoile double spectroscopique
Mesure des variations périodiques de la position des raies spectrales induite par un mouvement orbital
autour du centre de masse du système.
Effet Doppler-Fizeau dans le spectre d’une étoile double
Spectre de l’étoile 1
Étoile 1
Spectre de l’étoile 2
VR1
G
VR2
Etoile 2
1
G
2
G
3
VR
Courbe de vitesse radiale
K V0
K2
1
P
t
62
Analyse du profil des raies spectrales: effets dynamiques
 Rotation stellaire
Chaque région du disque stellaire présentant une
même vitesse parc rapport à l’observateur donne
une raie spectrale décalée par effet DopplerFizeau.
Ceci se traduit par un élargissement de la raie
observée.
La mesure de la largeur de la raie permet
d’estimer la vitesse de rotation de l’étoile projetée
sur la ligne de visée.
Vpro = Vrot sin i = FWHM / 2
Rotation stellaire
1
IR/2
Spectre observé
FWHM
IR
63
Analyse du profil des raies spectrales: effets dynamiques
 Rotations, expansions, d’une enveloppe circumstellaire
L’analyse du profil d’une raie permet de déduire des paramètres morphologiques de l’enveloppe
64
Analyse du profil des raies spectrales: effets physiques
 Champ magnétique stellaire
Champ magnétique solaire
Élargissement par levée de dégénérescence des niveaux
d’énergie atomique sous l’effet d’un champ magnétique (effet
Zeeman).
Dédoublement des raies sous l’effet du
champ magnétique
Etoile HD 32633
  0,5 Å
H  50000 G
65
L’univers révélé par la lumière
66
Pb: pollution du ciel nocturne par les lumières humaines
67