3. Spectres et types spectraux des étoiles 3.1 Les spectres d étoiles L apparence des spectres émis par les étoiles est complexe dans leur composition. Les spectres d étoiles ont une base vraiment intense de spectre d émission continu qui est interrompu par quelques à plusieurs milliers de raies noires d absorption. Quelques raies sont aussi accolées et forme une bande d absorption. D ailleurs il peut se produire que les raies brillantes d émission ne peuvent plus se voir. Spectre optique du Soleil Une étoile une boule de gaz extrêmement chaude et d une immense masse. En son centre, il règne des conditions physiques extrêmes ( des hautes températures et des pressions extrêmes) et les réactions de fusion thermonucléaires s enclenchent. Cette énergie est transportée à l extérieur par les photons, les rayons gamma et les neutrinos. Durant leur trajet, les photons sont absorbés et ré-émis par la matière des couches internes de l étoile. Au contraire, les neutrinos inter-agissent à peine avec la matière de l étoile. Le spectre que nous observons provient d une mince couche de gaz, la première couche de l atmosphère de l étoile : la photosphère. Ici le conditions de l émission du spectre continu sont crées. Les lignes d absorption proviennent des couches supérieures qui créent aussi quelques lignes d émission. La structure interne du Soleil L apparence du spectre continu dépend beaucoup de la température de la photosphère. Les raies du spectre révèlent la présence d éléments chimiques correspondant aux conditions physiques de l atmosphère supérieure de l étoile. Chaque élément absorbe un ensemble donné de raies, néanmoins, pour occulter une raie particulière, dans des conditions physiques données, à chaque ligne correspond à un unique élément. Avec l étude des spectres, nous pouvons tirer des conclusions concernant les conditions physiques ( température, pression, densité, etc.), la composition chimique de l atmosphère et des généralités sur les étoiles. Certainement, un point important d une telle étude est d examiner ne détail le spectre que nous observons.
La forme du spectre continu de l étoile dépend principalement : * de la température de sa photosphère La forme des raies d absorption du spectre dépend de : * la présence d éléments chimiques * la température, la pression et la densité de la matière qui absorbe la radiation * l énergie 3. Spectres du spectre et types continu, spectraux d étoiles longueurs d onde qui correspondent aux lignes d absorption. 3.2 Types de spectres d étoiles Pour étudier les propriétés des spectres visibles des étoiles, il a fallu en étudier de nombreux. Avec cet ensemble de données,, il a été possible d identifier un certain nombre de types spectraux distincts. La classification des spectres d étoiles est basée sur la forme de leur spectre continu et sur la complexité de leurs raies spectrales. Les types spectraux de base sont : plus chaude photosphère plus froide Les types spectraux sont rangés dans l ordre décroissant de la température de la photosphère. Ultérieurement, le type C et plus récemment les types L et T ont été ajoutés pour les étoiles de très basse température. Moyen mnémotechnique pour retenir les types spectraux de base : «Oh Be A Fine Girl/Guy Kiss Me» Les types spectraux peuvent ensuite être divisés en sous-catégories (en fonction de la température) de l étoile la plus chaude à l étoile la plus froide, de 0 à 9. Notre Soleil est de type spectral G2 et la température de sa photosphère est d environ 5780 K. Type spectral Nom de l étoile Température ( K ) Couleur Raies du spectre montrant l existence des éléments dans l atmosphère de l étoile O 10 Lac > 25 000 Violet Ions Helium (He + ), ions azote, oxygène et carbone ( N ++, O ++, C ++ ) B Speca 11 000-25 000 Bleu à Helium ( He), Hydrogène (H), violet ions Oxygène et Carbone ( O +, C + ) A Sirius 7500-11 000 Bleu Hydrogène (H), ions Magnésium et Silicone ( Mg +, Si + ) F Procyon 6 000-7 500 Blanc à Hydrogène (H), ions Calcium et Fer (Ca +, Fe + ), bleu divers métaux G Soleil 5 000 6 000 Blanc ions Calcium (Ca + ), divers métaux, jaune molécules de Méthylidyne (CH)
K Arcturus 3 500 5 000 Orange divers métaux, molécules de Méthylidyne et Cyanogène(CH, CN) M Antares < 3 500 Rouge divers métaux, molécules d oxyde de Titane (TIO) et autres molécules 3. Spectres et types spectraux d étoiles Questions Le spectre visible d une étoile provient de son noyau sa photosphère les types spectraux de base sont : B, A, V, W, K, I, M O, B, A, F, G, K, M O, P, T, G, M, R, N Cette suite de types spectraux de base représente La température de la photosphère La composition chimique du noyau La température et la composition chimique de l atmosphère
4. Diagramme de Hertzsprung-Russel (H-R) et évolution stellaire 4. 1. Diagramme H.R. général Le type spectral et l éclat ou la taille apparente d une étoile sont les constantes d observation de base. La brillance d une étoile dépend de l énergie lumineuse qu elle émet, l éclat, mais aussi de la distance qui la sépare de l observateur. Ainsi, une étoile de faible éclat mais proche, peut sembler plus brillante qu une étoile très lumineuse mais très lointaine. Pour comparer correctement l éclat des différentes étoiles, on emploie la notion de magnitude absolue c est à dire l éclat qu aurait l étoile si elle était à une distance particulière de la Terre : 32,6 années-lumière soit 10 parsec. depuis le Diagramme H-R observé télescope spatial «HIPPARCOS» spectral et diagramme H-R avec les principales régions d étoiles diagramme, quels On distingue au contraire quatre régions. Pendant de nombreuses années, les astronomes ont tenté de classifier un grand nombre d étoiles de notre galaxie selon leur luminosité et leur type Une représentation de cette classification est donnée sous la forme d un graphe dans lequel l axe horizontal donne le type spectral de l étoile ( la température de sa photosphère) et l axe vertical sa magnitude absolue (éclat). Chaque étoile a ainsi une place spécifique en fonction de ces paramètres. Un tel graphe est appelé diagramme H-R d après les initiales des deux astronomes Hertzsprung Russel qui ont été les premiers à l utiliser au début du vingtième siècle. On peut voir que sur un tel les étoiles n occupent pas des positions aléatoires que soient leur éclat et leur type spectral. La séquence principale Les géantes Les super-géantes Beaucoup d étoiles ( environ 90%) sont dans cette zone qui traverse le diagramme en diagonale depuis la position des étoiles peu lumineuses et de faible température jusqu à celle des étoiles lumineuses de forte température. En haut à droite de la séquence principale, on trouve la zone des étoiles géantes ( 10 à 100 fois plus grosses que notre Soleil) et qui sont jusqu à 10 000 fois plus brillantes que notre Soleil Parallèlement et au dessus des géantes, on trouve une série d étoiles encore plus grosses ( plus de 100 fois plus grosses que notre Soleil) et qui sont jusqu à 1 000 000 fois plus brillantes que notre Soleil.
Les naines blanches En dessous et à gauche de la séquence principale, on trouve la zone des étoiles dont la température de surface est élevée mais qui ont une très faible luminosité due à une taille particulièrement petite ( elles peuvent avoir une taille semblable à celle de la Terre) 4. Diagramme de Hertzsprung-Russel (H-R) et évolution stellaire 4.2. Les principales phases de l évolution stellaire Naissance : Les étoiles se forment dans les nuages interstellaires sous l effet des forces de gravitation. Le nuage est contracté et se déchire en de nombreux fragments. Chaque morceau ou proto-étoile se contracte à nouveau et sa température augmente énormément. Quand la température au cœur atteint quelques millions de degrés K, une réaction thermonucléaire de fusion de l hydrogène en Hélium s enclenche au cœur de l étoile. Une énorme quantité d énergie est dégagée et contre balance la contraction gravitationnelle. Les conditions d un équilibre dynamique sont ainsi crées. Une nouvelle étoile vient de naître. La masse initiale, la masse de la proto-étoile, est un paramètre physique fondamental pour la création et l évolution ultérieure d une étoile. L unité qui la mesure est l unité de masse solaire (Mo) et doit être approximativement entre 0,1 et 100 Mo pour que la création de l étoile soit possible. Plus grande est la masse initiale, plus la vie de l étoile est courte. L évolution d une étoile signifie une altération de ses caractéristiques physiques ( sa température, sa luminosité) avec le temps. La raison de ces altérations est le changement du type de réactions nucléaires au cœur de l étoile. La phase de fusion de l hydrogène est la plus longue et dure pendant 90 % de la vie de l étoile. Pendant tout ce temps, l étoile occupe une position stable dans la séquence principale du diagramme H-R.Plus grande est la masse de l étoile, plus la fusion thermonucléaire est active et plus cette phase est plus courte dans le temps. L étoile est très brillante, plus chaude et se situe alors à gauche de la séquence principale. La phase de la séquence principale se termine lorsque l hydrogène du cœur est épuisé. RD naine rouge, WD naine blanche, PN nébuleuse planétaire, PS protoétoile, IMG nuage interstellaire et gaz MS séquence principale, étoiles (A, F, G, K), MSn séquence principale, étoiles (O, B, A), MSs séquence principale, étoiles (O, B), RG géante rouge, RSg super géante rouge, SN supernova, NS étoile à neutron, BH trou noir Si la masse de noyau de l étoile est assez grande, sa contraction continue, la température atteint environ 100 millions de degrés K et la fusion de l Hélium commence. L énergie dégagée entraîne une expansion des couches supérieures de l étoile. L étoile grossit, devient plus brillante, mais la température de son atmosphère décroît. Elle devient une géante rouge. Cette phase est suivie par la fusion du carbone et si la masse est assez importante, les changements de fusion continuent jusqu à la création d un noyau de fer. Mort : la phase finale de l évolution d une étoile survient lorsque la phase suivante de fusion au cœur de l étoile ne peut plus démarrer. Une étoile de très faible masse finit sa vie après la fusion de
l hydrogène du noyau et devient une naine blanche. C est une étoile de petite taille, de faible température et en équilibre dynamique. Son cœur est complètement ionisé. Une étoile plus grosse perd une importante partie de sa masse. Une nébuleuse planétaire est alors crée. On trouve en son centre, le reste de l étoile : une naine blanche. Au contraire, une étoile très massive finit sa vie instantanément dans l explosion d une supernova et devient une étoile à neutron. Si la masse est encore plus grande, elle finit en trou noir. 4. Diagramme de Hertzsprung-Russel (H-R) et évolution stellaire 4.3 Les diagrammes de systèmes stellaires Un système stellaire est constitué de deux ou plusieurs étoiles qui ont une origine commune et sont reliées les unes aux autres depuis longtemps par les forces de gravitation. De tels systèmes sont des étoiles doubles ou multiples ou des associations d étoiles et d amas stellaires. Dans notre galaxie, les amas stellaires sont constitués de plusieurs centaines à environ un million d étoiles. Ils sont divisés en amas ouverts et amas globulaires selon leur forme et leur nombre d étoiles. Un amas globulaire est un ensemble dense de plusieurs milliers d étoiles et présente une symétrie sphérique. Au contraire, un amas ouvert est un ensemble clairsemé d une centaine à deux mille étoiles. Un amas ouvert est graduellement dispersé par les interactions gravitationnelles avec le reste de sa galaxie. Au contraire, les amas globulaires restent dans le même état tout au long de leur vie. Ainsi dans notre galaxie, les amas ouverts sont des systèmes plus jeunes que les amas globulaires. Amas d étoiles Diagrammes H-R de quelques amas Les amas ont un grand intérêt car leur étude contribue à la compréhension de l évolution des étoiles, dans la détermination de leur âge et contribue ainsi à la compréhension de l évolution de notre galaxie. Pour cela, on utilise le diagramme H-R. Les étoiles constituant un amas y occupent une place spécifique : un trait. Un point clef pour l amas est la position dans laquelle ses étoiles quittent la séquence principale : le «turn of point». Dans un amas, on n observe pas les étoiles de la séquence principale qui ont une magnitude plus grande que celle de cette position. Ces étoiles ont déjà brûlé l hydrogène de leur cœur et entrent dans la catégorie des géantes ou des super-géantes. Le «turn of point» dans la séquence principale correspond à l âge de la galaxie. Les amas ouverts des Pléiades, M41 et M11 ont des âges entre 100 et 300 millions d années, l amas Hyades a environ 700 millions d années. Le «vieil» amas ouvert M67 est âgé de quelques milliards d années. C est aussi l âge des amas globulaires de notre galaxie ( M3)
4. Diagramme de Hertzsprung-Russel et évolution stellaire Questions La magnitude absolue d une étoile est : son diamètre sa luminosité si elle était à la distance de 3,6 années lumière de la Terre Dans la diagramme H-R, on trouve les régions : séquence principale, géantes, super géantes et naines blanches super géantes, étoiles à neutrons, trous noirs Le point de rebroussement de la séquence principale du diagramme H-R d un amas d étoiles est lié : au nombre d étoiles de l amas à l âge de l amas à la masse de l amas
e-exercice SpectrJ «la vie des étoiles et leur spectre» Extraction d images spectrales L extraction est nécessaire pour préparer l image spectrale adaptée à la classification. L image spectrale est un ensemble d éléments, pixels, chacun ayant une valeur correspondant à l intensité lumineuse qu il a enregistrée. Sous la bande du bas est donnée l échelle de longueur d onde avec la plus grande longueur d onde à gauche. Le spectre s étend sur environ 100 pixels horizontalement et occupe et occupe peu de graduations verticalement. L extraction convertit et sauvegarde le spectre comme une simple bande de pixels. La bande débute à environ 10 pixels à gauche de la position initiale du spectre fixée pendant le travail de détection. Le graphe du spectre extrait est donné avec les valeurs d intensité en unités normalisées. Travail d extraction longueur d onde L image spectrale déjà vue est montrée à gauche avec les spectres détectés entourés de rectangles jaunes. Le rectangle vert montre l image actuellement traitée et prête pour l extraction du spectre. Une partie de l image autour de celle-ci est montrée agrandie au centre. Au dessus est montré le graphe de ce spectre. A droite on trouve une image avec le spectre extrait en cliquant sur le bouton de menu. Le dernier est le spectre de l image actuellement traitée.
Pour accepter une exaction, vous n avez qu à cliquer sur le bouton de menu EXTRACT, ce qui la produit automatiquement. Après un petit nombre d extractions, vous êtes autorisé à commander une extraction complète en cliquant sur le bouton COMPLETE. Vous pouvez quitter en cliquant sur le bouton QUIT en cours de travail ou lorsqu il est terminé avec succès. Si vous revenez à ce travail, les spectres déjà extraits sont marqués par les rectangles rouges et les graphes peuvent être vus dans une animation. e-exercice SpectrJ «La vie des étoiles et leur spectre» Classification spectrale La classification spectrale d un spectre inconnu est basée sur la comparaison visuelle avec un ensemble de spectres d étoiles représentatifs des types de spectre de base : les types spectraux standards. Ici on voit un ensemble standard de spectres normalisés (intensité maximale égale à 1) disposés sur une même planche avec 2 spectres pour chaque type de spectre B, A, F, G, K, M ( les type O est indiscernable du type B sur cette planche). Pour la comparaison, on utilise l image spectrale et son graphe. Les images sont particulièrement utiles dans le cas de spectres brillants pour lesquels les graphes sont pratiquement plats. Ici, en raison de la basse résolution spectrale, on ne peut observer que quelques aspects des spectres aussi la plus part du temps la forme générale du graphe peut-elle être utilisée pour la classification. Cela nous suffit pour achever une classification précise d un type spectral ce qui est le but de l exercice. Dans tous les spectres, l intensité débute vers une dizaine de pixels, atteint un sommet, puis décroît vers la fin à droite. Les spectres de type B paraissent plus longs et ceux de type M plus courts. Il y a également une baisse bien visible d intensité aux environs de 70 pixels pour les spectres de type A. Une chute d intensité similaire mais plus petite aux environs de 60 pixels est présente dans les spectres de type K mais sa partie maximale est moins plate que pour le type A. Les spectres de type F présentent une diminution régulière d intensité. Il y a une chute rapide évidente aux environs de 50 pixels dans un spectre de type G. Travail de classification Il y a 2 spectres standard par type de spectre. Leurs graphes sont toujours montrés sur la figure de gauche. On trouve, de bas en haut, la paire représentant le type B puis celles représentant les types A, F, G, K et M. Trois graphes sont représentés au centre et leurs images correspondantes à droite. En bas se trouve le graphe et l image du spectre que l on doit classifier. Au dessus se trouvent les spectres des paires standard sélectionnées. En utilisant les boutons B, A, F, G, K et M, on peut changer l affichage des paires standard. La classification est basée sur la meilleure similarité visuelle entre le graphe et l image du spectre inconnu et ceux des paires standard. Vous pouvez cliquer sur le
bouton ACCEPT pour accepter ce type spectral. Après un petit nombre de classifications, vous êtes autorisé à commander une classification complète en cliquant sur le bouton COMPLETE. Vous pouvez quitter en cliquant sur le bouton QUIT en cours de travail ou lorsqu il est terminé avec succès.