Le rayonnement (2) Applications astrophysiques du rayonnement du corps noir Notions de spectroscopie L'atome d'hydrogène L'effet Doppler 1
Le rayonnement de corps noir Rappels : Propriétés essentielles du rayonnement de corps noir: Loi de Stefan-Boltzmann (1879): F = σ T 4 (F flux émis par unité de surface) Loi de Wien (1896): λ max T = 2900 (µm K) Loi de Rayleigh-Jeans (1900) (hν << kt): Loi de Planck (1901): 2
Quelques applications astrophysiques Constante solaire: flux énergétique reçu sur Terre par m 2 (hors atmosphère): 1366 W m -2 (légèrement variable au cours du cycle solaire) Luminosité du Soleil: D: distance Terre - Soleil: «unité astronomique» L = 4π D 2 f τ = 499 sec D = 1 UA = c τ =1.5 10 11 m Flux solaire émis par m 2 : F = L 4π R 2 = D R Température effective du Soleil: 2 f = 215 2 x 1366 = 6.3 10 7 W m 2 T eff = F σ 1/ 4 = 5776 K 3
Quelques applications astrophysiques 4
La spectroscopie en astrophysique Principe physique d'un spectrographe A la recherche d'informations spectroscopiques... éléments chimiques, abondances, atomes et ions, molécules... 5
Différents types de spectres Spectre continu Spectre de raies d'émission: (spectre discontinu, nombre limité de radiations caractéristiques du milieu émetteur) Spectre d'absorption: (raies noires sur un fond continu. Mêmes radiations qu'en émission) 6
Émission des raies spectrales Principe général: Excitation d'un atome (ou d'un ion ou une molécule) quel type d'excitation? absorption d'un photon, collision, échanges électroniques 7
L'atome d'hydrogène Modèle de l'atome de Bohr = modèle semi-classique 1 électron qui tourne sur une orbite circulaire autour du noyau. Orbite stable, sans émission lumineuse, permise si la quantité de mouvement est un multiple entier de h/2π. À chaque orbite correspond un niveau d'énergie n. Si n augmente, l'énergie augmente Le niveau n=0 correspond à l'énergie E 0 =-13.6 ev Emission d'énergie par changement de niveau m-->n avec R H = constante de Rydberg 8
Les séries de raies de l'hydrogène 9
Les séries de raies de l'hydrogène La série de Balmer (n=2) La plus connue car dans le domaine visible La série de Lyman (n=1) domaine UV. Retour sur l'état fondamental Les séries de Paschen (n=3), Brackett (n=4), Pfund (n=5). Domaine IR 10
L'atome d'hydrogène Transition hyperfine du niveau fondamental Effet purement quantique, de retournement du spin de l'électron. Différence d'énergie entre les deux niveaux Transition «interdite» = probabilité de transition très faible Fréquence de la transition = 1420 GHz Longueur d'onde = 21.1 cm 11
Cartographie de la Galaxie en hydrogène neutre (raie 21cm) 12
Spectres atomiques Chaque élément dans chaque configuration ionique possède son cortège de raies d'émission caractéristiques 13
Spectres moléculaires Tout comme les atomes, les molécules possèdent des niveaux d'énergie discrets. Outre ceux associés aux électrons des atomes qui les constituent, elles disposent de niveaux d'énergie correspondant à leurs énergies de rotation et de vibration. Étant donné les paramètres mis en jeu, un spectre moléculaire est donc plus complexe qu'un spectre atomique. Il semble composé au premier abord de bandes qui, observées à travers un spectroscope à haute résolution, se révèlent être formées de nombreuses raies fines très rapprochées. Bande moléculaire de O 2 dans le Soleil 14
L'effet Doppler Effet relativiste lié au mouvement relatif entre la source de rayonnement et le récepteur La composante radiale de la vitesse relative entre l'émetteur et l'observateur étant notée v, comptée positivement pour un rapprochement de la source au récepteur, l'effet Doppler relie la longueur d'onde reçue λ à la longueur d'onde émise λ 0 par : Pour une source relativiste: (β = v/c) Effet Doppler=traceur des vitesses 15
Applications de l'effet Doppler Étoiles élargissement rotationnel des raies étoiles doubles 16
Applications de l'effet Doppler Rotation des galaxies Observation des raies de l'hydrogène, modulées par la vitesse relative entre la source et l'observateur dans une galaxie 17
Applications de l'effet Doppler Expansion de l'univers Exemple de quasar lointain z=3.82 18
Applications de la spectroscopie stellaire Mesure de la température effective Mesure de la gravité de surface g = GM/R 2 Mesure de la métallicité Z 19
Diagramme de Hertzsprung - Russell Théorique: luminosité vs. température Pratique: magnitude absolue vs. couleur Couleur - type spectral (O B A F G K M) Séquence principale: notion de durée de vie Classe de luminosité: I (supergéante), III (géante), V (naine): lié à la gravité de surface 20
Diagramme de Hertzsprung - Russell 21
Métallicité Astronomie: H, He et «métaux» Abondance en nombre dans le Soleil: H: 92.1%, He: 7.8%, «métaux»: 0.1% Abondance en masse: X (H), Y (He), Z: X+Y+Z = 1 X=0.738, Y=0.249, Z=0.013 «Métaux»: 8 éléments représentent 97% en masse: O (43%), C (18%), Fe (10%), Ne (9%), Mg (5%), N (5%), Si (5%), S (2%) 22