Les moyens d observations en astronomie & astrophysique Unité d Enseignement Libre Université de Nice- Sophia Antipolis F. Millour PAGE WEB DU COURS : www.oca.eu/spip.php?article593 accessible via www.oca.eu/fmillour cf le cours de Pierre Léna : «L observation en astrophysique», éditions CNRS
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)
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
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
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.
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
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 = 6,63 10-34 m 2 kg / s
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
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
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.
Inversion de l équation de transfert Problème fondamental en astrophysique observation d un spectre à nature de l objet observé
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.)
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
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
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
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 (109 737,31 cm - 1 ) Température de formation entre 10 3 et 10 5 K
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
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 > 10 6-10 7 K
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 ~1000-3000K
Transitions électroniques Couches atomiques profondes Z élevé (~10-100), donc énergie importante (~10keV, UV ou X) Températures de formation 10 8 K
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
Transitions électroniques Structure hyperfine Couplage entre le spin électronique et le spin nucléaire Permet l observation de matière très froide (émission HI à 21cm)
Transitions moléculaires Rotation et vibration des molécules Énergie plus faible que pour les transition électroniques Domaine infrarouge 1-100µm Températures 100-3000K
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.
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)
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
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
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»
Conditions physiques de formation d une raie Effet Zeeman Triplement d une raie 0, et 0 ± ' = e B / (4 m) = 1,4 x 10 10 B B : champ magnétique local
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
Les spectromètres Un spectromètre est un instrument capable de mesurer I(, ) Si mesure simultanément sur plusieurs, on parle de «spectro- imageur»
Caractéristiques d un spectromètre Résolution spectrale Étendue de faisceau Transmission RSB (= Rapport Signal sur Bruit)
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
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 '
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
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%
Comment fabrique- t- on un spectrographe? Élément dispersif Prisme Réseau, Fabry- Pérot (interférences) Filtres électriques résonnants Autocorrélation numérique Résonnance atomique Sélectivité du détecteur
Prisme Principe découvert par Newton Dispersion chromatique de la lumière par le verre Faible dispersion, limitée par l indice du verre
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
Réseau
Réseau «blazé» Optimisation de la transmission du réseau pour un ordre donné
Un spectrographe à réseau Détecteur Chambre Réseau Collimateur Foyer du télescope Fente d entrée
Exemples de spectrographes à réseau sur le VLT ISAAC X- Shooter
STIS (HST)
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
Réseau échelle Problème : recouvrement des ordres. Solution : prédisperseur (prisme) perpendiculaire au réseau
HARPS (ESO 3.6m)
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)
exemple de spectro multi- objet à fibre : GIRAFFE (VLT)
exemple de spectro multi- objet à périscopes : KMOS (VLT)
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
Exemple de dissecteur d image : celui de l instrument SINFONI (VLT)