Les moyens d observations en astronomie & astrophysique

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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 : cf le cours de Pierre Léna : «L observation en astrophysique», éditions CNRS

2 Le flux Il s agit de la puissance reçue par unité de surface pour une source donnée Unités : W / m 2 / m W / m 2 / µm 1 Jansky = W / m 2 / Hz Souvent on trace non pas F mais x F " W / m 2

3 Rappel : cours sur l électromagnétisme Les grandeurs importantes Puissance reçue par unité de surface dp / (ds 1 cos 2 ) = d " Éclairement monochromatique = source I cos 1 d est aussi appelé improprement "flux" (W m - 2 Hz - 1 )

4 La magnitude M = log [ F( ) / F 0 ( ) ] = log[ F( ) ] + q 0 ( ) q 0 ( ) : point zéro dépend de la longueur d onde dépend du «système photométrique» La magnitude est la première unité de flux (Hipparque) Échelle log vient de la sensibilité de l œil humain

5 Rappel : interaction lumière- matière Émission corps à température T à énergie interne (énergie microscopique) à rayonnement électromagnétique. Absorption Une partie de l énergie du rayonnement reçu par un corps est transformée en énergie interne. Transmission = 1 - Absorption 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

6 Transparence et opacité Milieu transparent milieu qui transmet intégralement le rayonnement incidente Milieu opaque milieu ne transmettant pas le rayonnement incident.

7 Les bandes L atmosphère terrestre n est pas transparente à toutes les longueurs d ondes

8 Les bandes U B V R I J H K L M N

9 Les filtres

10 Les systèmes photométriques Photométrie «standard» = Johnson q 0 en fonction de l étoile Véga, M V = 0.03, M = 0 autres couleurs Gunn (griz) q 0 en fonction de ~10 étoiles standard Photographique (J, F) q 0 est défini de la même manière que dans le système Johnson La longueur d onde centrale et la bande passante sont différentes

11 Les systèmes photométriques

12 Le problème des systèmes photométriques q 0 ( ) dépend de, mais aussi de : transmission du filtre utilisé largeur de bande objet de référence è problèmes de conversion

13 S affranchir des systèmes photométriques Pour pallier le problème des systèmes photométriques : Magnitude STMAG m = log ( e ) 18.6 Magitude AB m = log ( e ) 56.1

14 La magnitude bolométrique Magnitude sur l ensemble des longueurs d ondes m b = log [ 0 F( ) d / e b ] e b = 2.53 x 10-8 W m - 2 m b mesure la luminosité de la source si elle est isotrope m b = log D log [ L / L Θ ] D : distance de l objet

15 L absorption interstellaire Hypothèse : l espace est parfaitement transparent. CE N EST PAS VRAI!

16 La magnitude absolue Un moyen de comparer le flux de deux étoiles Magnitude apparente d une étoile à 10 pc M : magnitude absolue m : magnitude apparente D : distance M = m log D + A A : coefficient d absorption. On l estime souvent dans le visible A V Si A = 0, D = 10 (m M + 5) / 5

17 Module de distance d = m M Différence entre magnitude apparente et magnitude absolue Exemples d = 0 pour une étoile à 10 pc d = 5 pour une distance de 100 pc, 10 pour 1 kpc d = 18.5 nuages de Magellan (~ a. l.) d = 24.1 galaxie d Andromède (~ a. l.)

18 Couleur et température des étoiles Constellation d Orion En première approximation: lumière stellaire ~ rayonnement du Corps Noir Ø Loi de Wien Betelgeuse d = 200 pc Supergéante rouge T eff = 3000 K Couleur des étoiles Température de surface Ø Loi de Stephan T = 2900 / max Luminosité stellaire Taille des étoiles L = S T 4 Surface de l étoile de rayon R: S = 2 R 2 Rigel d = 250 pc Super géante bleue T eff = K

19 L indice de couleur C est la différence entre deux magnitudes B- V V- R etc. è rapport d éclairement entre deux longueurs d ondes. Les magnitudes sont définies à 0 pour une étoile de type A (~8000K) è Les indices de couleur indiquent si un objet est plus chaud ou plus froid qu une étoile de type A

20 Comment mesure- t- on la photométrie? Un récepteur mesure un flux incident en fonction de è calibration et étalonnage Étalonnage = relation entre la sortie de la chaîne de mesure et le flux d une source de référence Calibration = mesure relative de flux entre une source précédemment étalonnée et la source d intérêt

21 Exemple d application : la classification des étoiles Diagramme de Hertzprung- Russell Diagramme Luminosité- couleur

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