Les étoiles. 1ère Partie

Transcription

1 Université de Lille Licence Sciences de la Vie, de la Terre et de l Environnement UE Sciences de l'univers Astronomie Les étoiles 1ère Partie 1/26

2 Plan du cours I. Introduction II. Magnitude III. Classification des étoiles IV. Evolution stellaire 2/26

3 I. Introduction importance des étoiles rôle essentiel dans la synthèse des éléments lourds, i.e. > H, He nucléosynthèse stellaire matière «visible» de l Univers ( densité de l univers) reconstitution de la vie des étoiles à partir des populations observées 3/26

4 I. Introduction évolution stellaire buts: expliquer naissance (proto-étoiles) vie (source d énergie) mort (naine blanche, supernova, étoile à neutrons, trou noir) moyens: observations (classification stellaire) physique (thermodynamique, mécanique, physique nucléaire, physique quantique, relativité) 4/26

5 I. Introduction observations spectroscopie composition température etc.. photométrie luminosité variations astrométrie distance mouvement masses d étoiles doubles etc.. 5/26

6 II. Magnitude mesure: flux reçu, éclairement, éclat E ( W.m -2 ) problème: énorme dynamique ex: facteur entre éclat Vénus et galaxies les + lointaines solution: utilisation d une échelle logarithmique Antiquité: classement des étoiles de 1ère, 2ème,, 5ème grandeur par ordre logarithmique d éclat explication : la sensibilité de l œil à la lumière est logarithmique 6/26

7 II. Magnitude définition de la magnitude: m = log 10 (E) + b complètement arbitraire! 2.5: assure que m = 5 quand E varie d un facteur 100 signe - : assure que m augmente quand E diminue b: ajusté de manière à ce que m(véga)= 0 donc: m = log 10 ( E / E Véga ) 7/26

8 II. Magnitude échelle des magnitudes et échelle des flux magnitude = échelle logarithme du flux différence de 5 magnitudes rapport de 100 en flux la sensibilité de l'œil à la lumière est logarithmique échelle des magnitudes = transcription mathématique de la perception de l'œil 8/26

9 II. Magnitude m = log 10 ( E / E véga ) m = log 10 ( E / E véga ) soustraction membre à membre: m m = log 10 ( E / E ) qu on peut inverser: E / E = (m - m) 9/26

10 II. Magnitude quelques chiffres étoiles les + brillantes: m ~ 0 étoiles les + faibles visibles à l œil nu: m ~ 6 galaxies les + faibles observables au télescope: m ~ 30 Vénus: m ~ - 4 pleine Lune: m ~ - 12 Soleil: m ~ /26

11 II. Magnitude en fait, E est mesuré dans des bandes spectrales bien définies: f de = f d alors: 0 m = log 10 ( f / f 0 ) où on choisit arbitrairement f 0 de manière que m (Véga) = 0 11/26

12 II. Magnitude système de magnitude bande f 0 (couleur) (m) (m) (W m -2 m -1 ) visible U B V R infra rouge I J K /26

13 II. Magnitude magnitude apparente et magnitude absolue problème: éclat mesuré sur Terre dépendant de la distance d de l astre définition: luminosité L = puissance ( W ) rayonnée par un astre dans tout l espace et dans tout le spectre 13/26

14 14/27

15 II. Magnitude d E = L / 4d 2 15/26

16 II. Magnitude m(d) 2.5log 10 E E 0 m(d' ) 2.5log 10 E' E 0 E' E d d' 2 m(d') m(d) 5log 10 d' d 16/26

17 II. Magnitude magnitude apparente: magnitude m observée à la distance réelle de l astre magnitude absolue: magnitude M qu on observerait si l astre était à 10 parsecs M m 5log d pc M = log 10 ( L ) + cste 17/26

18 III. Classification des étoiles but: classer les étoiles avec le moins de paramètres possibles possible! Avec: température de surface (ou couleur) luminosité (ou taille) 18/26

19 III. Classification des étoiles type spectral = échelle de température, lié au spectre de l étoile spectre de l étoile = spectre de corps noir 2 lois importantes : loi de Wien, loi de Stefan 19/26

20 III. Classification des étoiles I loi de Wien étoiles rouges: froides étoiles bleues: chaudes max max ( m) ~ 3000 T(K) 20/26

21 Bételgeuse Rigel 21/26

22 III. Classification des étoiles Type spectral couleur Température (K) O très bleue >~28000 B bleue A bleue-blanche F blanche G jaune K rougeâtre M rouge foncé <~3500 sous-types spectraux: graduation plus fine en température Ex: G 4900 à 6000 K Soleil: 5770 K type G2 22/26

23 III. Classification des étoiles classe de luminosité = l autre paramètre qui définit une étoile critère: luminosité (ou taille) classe de luminosité I II III IV V VI VII appellation supergéantes géantes brillantes géantes sous-géantes naines (séquence principale) sous-naines naines blanches 23/26

24 III. Classification des étoiles diagramme Hertzsprung-Russel (HR) 24/26

25 III. Classification des étoiles loi de Stefan : puissance par unité de surface = s T 4 ( W.m -2 ) log 10 (L) R=cste donc : luminosité (puissance totale) pente 4 L = 4 R 2. s T 4 ( W ) log 10 (T) log 10 (L) = 4. log 10 (T) + 2. log 10 (R) + cste 25/26

26 III. Classification des étoiles diagramme Hertzsprung -Russel (HR) 26/26