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1 Les moyens d observations en astronomie & astrophysique Unité d Enseignement Libre Université de Nice- Sophia Antipolis F. Millour PAGE WEB DU COURS : accessible via cf le cours de Pierre Léna : «L observation en astrophysique», éditions CNRS

2 La photométrie Mesure du flux d un astre en fonction de t Informations sur : Certains paramètres fondamentaux de étoiles (température, distance, etc.) Étoiles variables Étoiles multiples (dont exoplanètes)

3 La spectroscopie Mesure du flux d un astre en fonction de et t 99% de l astrophysique observationnelle se base dessus Informations sur : La composition chimique L état de la matière Le champ de vitesses Le champ magnétique

4 L astrométrie Mesure de la position d un astre Anciennement appelée «astronomie de position» Informations sur : La structure de l Univers (amas, regroupements, masse) La distance (3 ème dimension) Combinée à la photométrie : tous les paramètres fondamentaux

5 Photométrie, spectroscopie et astrométrie sont les 3 mamelles de l astrophysique observationnelle Position (en 3D), conditions physiques, chimie à on connaît tout (ou presque) sur la source.

6 La spectroscopie Mesure du flux d un astre en fonction de 99% de l astrophysique observationnelle se base dessus Informations sur : La composition chimique L état de la matière Le champ de vitesses Le champ magnétique

7 Formation d un spectre Lors d une interaction élémentaire entre rayonnement et matière, le photon transmet une énergie E au système physique (atome, molécule, solide, etc.) E est relié à la fréquence du photon par 0 = E / h (car E = h ) h = constante de Planck h = 6, m 2 kg / s

8 Raie spectrale La formation d une raie spectrale se fait soit en absorption, soit en émission, selon le sens de l échange d énergie entre photon et matière p = probabilité microscopique de l échange dépend de la nature de la matière nucléaire atomique moléculaire du solide

9 Rayonnement reçu I( ) Le rayonnement reçu est une intégrale (macroscopique) de toutes les interactions élémentaires (microscopiques) : équation de transfert I( ) = S(, x) e - (, x) dx 0 S(, x) = Fonction source à émission élémentaire (, x) = Profondeur optique

10 Profondeur optique (, ) = coefficient local d absorption du rayonnement Lié à la probabilité d échange de l énergie d un photon (, x) = (, ) d ' x 0 Dépend de la nature du matériau (gaz, solide), de sa température, pression, densité, etc.

11 Inversion de l équation de transfert Problème fondamental en astrophysique observation d un spectre à nature de l objet observé

12 Un spectre informe sur État (gaz, liquide, solide) Chimie (transitions = composition) Conditions physiques (température, densité, pression, champ de vitesse, etc.) Champs locaux (champ magnétique, de gravitation, etc.)

13 Types de spectres Spectre continu Exemples corps noir Rayonnement synchrotron Spectre de raies I( ) varie très fortement sur un intervalle << 0 Exemples Étoiles froides Nuages moléculaires

14 Types de spectres Spectre continu Exemples corps noir Rayonnement synchrotron Spectre de raies I( ) varie très fortement sur un intervalle << 0 Exemples Étoiles froides Nuages moléculaires

15 Les principales transitions et leurs domaines de fréquences Transitions électroniques Transitions electroniques Visible- UV- X Structure fine radio (cm) Structure hyperfine radio (cm) Transitions moléculaires infrarouge Transitions nucléaires ' Transitions dans les solides infrarouge

16 Transitions électroniques l atome d hydrogène Cas de l atome d hydrogène Formule de Rydberg donne la longueur d onde de transition vac longueur d onde de la lumière dans le vide n 1, n 2 nombres quantiques principaux R H constante de Rydberg ( ,31 cm - 1 ) Température de formation entre 10 3 et 10 5 K

17 Transitions électroniques l atome d hydrogène n 1 = 1, n 2 > 1 série de Lymann n 1 = 2, n 2 > 2 série de Balmer UV Visible n 1 = 3, n 2 > 3 série de Paschen n 1 = 4, n 2 > 4 série de Brackett n 1 = 5, n 2 > 5 série de Pfund infrarouge n 1 = 6, n 2 > 5 série de Humphreys

18 Transitions électroniques Atomes hydrogénoides Généralisation pour les hydrogénoides Hydrogénoide = atome ne possédant qu un électron. Par extension, (presque) tous les atomes Exemples : He + (=HeII), Li 2+ (=LiIII), Be 3+ (=BeIV), CII, Fe n+ Z = charge apparente du noyau (peut être non- entier) Effet : décalage des raies vers l UV, donc température de formation > K

19 Transitions électroniques molécules Transitions dans les molécules. Exemple : H 2, H 2 O, CO, NH 3, ou ions H 2 O +, etc. Pas de formule «à la Rydberg» Cependant, longueurs d ondes similaires à celles des atomes Températures de formation ~ K

20 Transitions électroniques Couches atomiques profondes Z élevé (~10-100), donc énergie importante (~10keV, UV ou X) Températures de formation 10 8 K

21 Transitions électroniques Structure fine Dédoublement des états atomiques du fait du couplage entre le spin de l électron et son moment orbital États de faible énergie (10-2, 10-5 ev à radio cm) Insensibles à la température Sensibles à la densité

22 Transitions électroniques Structure hyperfine Couplage entre le spin électronique et le spin nucléaire Permet l observation de matière très froide (émission HI à 21cm)

23 Transitions moléculaires Rotation et vibration des molécules Énergie plus faible que pour les transition électroniques Domaine infrarouge 1-100µm Températures K

24 Transitions nucléaires Changement d état des protons dans le noyau d un atome Énergies de l ordre du MeV à rayons ' Phénomènes associés : hautes énergies, supernovae, positronium, etc.

25 Transitions dans les solides Dans un solide cristallin, l ordre à grande échelle domine les propriétés individuelles des atomes. Vibrations du réseau = phonons Essentiellement dans l infrarouge Exemples glace d eau (3,05µm) Silicates (10µm) PAH (10µm)

26 Les principales transitions et leurs domaines de fréquences Transitions électroniques Transitions electroniques Visible- UV- X Structure fine radio (cm) Structure hyperfine radio (cm) Transitions moléculaires infrarouge Transitions nucléaires ' Transitions dans les solides infrarouge

27 Conditions physiques de formation d une raie Effet Doppler Décalage de la fréquence ( + ) de la raie dûe à la vitesse = 0 v / C v : vitesse locale 0 : longueur d onde à vitesse zéro

28 Effet Doppler Agitation thermique profil Gaussien, Lorentzien ou de Voigt Champs de vitesse rotation à raie en «arc de cercle» accrétion à profil «P Cygni» jets à profils «à double pic»

29 Conditions physiques de formation d une raie Effet Zeeman Triplement d une raie 0, et 0 ± ' = e B / (4 m) = 1,4 x B B : champ magnétique local

30 Conditions physiques de formation d une raie Effet Einstein = G M / (R C 2 ) G : Constante gravitationnelle universelle M : masse de l objet émetteur R : Distance à l objet émetteur

31 Les spectromètres Un spectromètre est un instrument capable de mesurer I(, ) Si mesure simultanément sur plusieurs, on parle de «spectro- imageur»

32 Caractéristiques d un spectromètre Résolution spectrale Étendue de faisceau Transmission RSB (= Rapport Signal sur Bruit)

33 Résolution spectrale Capacité de distinguer I( 1 ) et I( 2 ) proches Capacité de distinguer deux raies ( 1 ) et ( 2 ) proches Séparation minimale pouvant être résolue ' 2 1 = p Résolution spectrale R = 0 / p

34 Étendue de faisceau Élément dispersif, surface S, accepte des faisceaux d ouverture d angle solide ' E = S ' Conservation de l étendue de faisceau : Télescope surface S T, collecte le rayonnement avec l angle solide ' S T = S '

35 Étendue de faisceau Conséquences : Un spectromètre à grand champ a soit un grand élément dispersif (S grand), soit des faisceaux fortement inclinés ( grand) grand télescope è grand spectromètre

36 Transmission T = I sortie / I entrée Transmission d un spectromètre à un foyer Coudé : 2 à 5% Transmission à un foyer Cassegrain : 10 à 20%

37 Comment fabrique- t- on un spectrographe? Élément dispersif Prisme Réseau, Fabry- Pérot (interférences) Filtres électriques résonnants Autocorrélation numérique Résonnance atomique Sélectivité du détecteur

38 Prisme Principe découvert par Newton Dispersion chromatique de la lumière par le verre Faible dispersion, limitée par l indice du verre

39 Réseau Fonction réseau sin = m / s m : ordre s : séparation des traits Résolution spectrale R = m N N : taille de la pupille d entrée sur l élément dispersif

40 Réseau

41 Réseau «blazé» Optimisation de la transmission du réseau pour un ordre donné

42 Un spectrographe à réseau Détecteur Chambre Réseau Collimateur Foyer du télescope Fente d entrée

43 Exemples de spectrographes à réseau sur le VLT ISAAC X- Shooter

44 STIS (HST)

45 Réseau échelle sin = m / s Ordre d interférence élevé à Résolution élevée (R = m N) Angle d incidence élevé (condition de Littrow) alors : m b = 2a sin ' Exemple : réseau de côté 5cm, 40 traits/mm, = 60 o, b = 430nm

46 Réseau échelle Problème : recouvrement des ordres. Solution : prédisperseur (prisme) perpendiculaire au réseau

47 HARPS (ESO 3.6m)

48 Spectrométrie multi- objets Idée : regrouper sur la fente d entrée tous les objets d intérêt Plusieurs possibilités Fibres optiques Systèmes déflecteurs (périscopes) Avantages : efficacité Inconvénients : complexité (VIMOS)

49 exemple de spectro multi- objet à fibre : GIRAFFE (VLT)

50 exemple de spectro multi- objet à périscopes : KMOS (VLT)

51 Spectromètre à intégrale de champ Découpage de l image en «bandes» Ces «bandes» sont replacées sur la fente d entrée à l aide de dissecteurs d images (miroirs particuliers) Le traitement du spectre «recolle» l image originale

52 Exemple de dissecteur d image : celui de l instrument SINFONI (VLT)

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