Transcript Concepts généraux: Rayonnement de corps noir

Astrophysique et astrochimie
Michaël De Becker
Masters en Sciences Chimiques
et Sciences Géologiques
2013-2014
Chapitre 1: Environnements astronomiques
Chap.1 : Environnements astronomiques
1.1 Concepts généraux
1.1.1 Rayonnement de corps noir
1.1.2 Echelles de distances
1.1.3 Magnitude et extinction
1.2 Objets stellaires
1.2.1 Diagramme de Hertzsprung-Russel
1.2.2 Classification spectrale
1.2.3 Formation stellaire
1.2.4 Nucléosynthèse et évolution stellaires
1.3 Milieu interstellaire
1.4 Système Solaire
1.4.1 Quelques définitions
1.4.2 Planètes
1.4.3 Comètes
1.4.4 Astéroïdes
Chapitre 1: Environnements astronomiques
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Concepts généraux: Rayonnement de corps noir
Loi de Planck:
Loi de Stefan:
Constante de Stefan-Boltzmann:
Chapitre 1: Environnements astronomiques
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Concepts généraux: Rayonnement de corps noir
Loi de déplacement de Wien:
Le maximum d'émission de la
fonction de Planck est d'autant
plus déplacé vers les basses
longueurs d'onde (hautes
énergies) que la température
du corps noir est élevée.
Chapitre 1: Environnements astronomiques
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Concepts généraux: Rayonnement de corps noir
Loi de déplacement de Wien:
Le maximum d'émission de la
fonction de Planck est d'autant
plus déplacé vers les basses
longueurs d'onde (hautes
énergies) que la température
du corps noir est élevée.
Importance du corps noir ?
De nombreux 'objets' importants en astrophysique se comportent,
en première approximation, comme s'il s'agissait de corps noirs, du
point de vue de leur émission de rayonnement ; notamment, les
étoiles!
Chapitre 1: Environnements astronomiques
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Concepts généraux: Rayonnement de corps noir
Flux (F) : quantité d'énergie
émise par unité de temps et de
surface
Luminosité (L) : quantité
d'énergie émise par unité de
temps (puissance)
Relation directe entre la température du corps noir (appelée température
effective de l'étoile) et sa luminosité, pour un rayon stellaire donné.
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Concepts généraux: Echelles de distances
Unité astronomique (UA) : rayon moyen de l'orbite terrestre, distance
moyenne entre la Terre et le Soleil (environ 150 millions de km)
Application : distance au sein du système solaire, ou au voisinage d'étoiles
Année lumière (a.l.) : distance parcourue par la lumière en une année
terrestre (environ 9.5 1017 cm)
Application : distance des étoiles proches
Parsec (pc) : distance à laquelle une observateur verrait une distance
linéaire d'une UA sous un angle d'une seconde d'arc, soit 1/3600 degrés
(environ 3.26 a.l., ou 3.1 1018 cm)
Application : distance des étoiles, et dimensions caractéristiques de régions
interstellaires et d'amas d'étoiles
Chapitre 1: Environnements astronomiques
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Concepts généraux: Magnitude et extinction
Magnitude :
Echelle logarithmique de perception de l'éclat d'un astre. Historiquement, 6
magnitudes : les étoiles les plus brillantes étaient dites de première
magnitude, et les moins brillantes perceptibles à l'oeil nu de sixième
magnitude.
Deux difficultés (contre-intuitives) : (i) échelle logarithmique et (ii) inversée
Une unité de magnitude = facteur ~ 2.5 en brillance (un écart de 5 mag
équivaut ~ à un facteur 100)
Cette échelle (historique) a été conservée, et pour en avoir un usage
rigoureux des conventions particulières ont été adoptées.
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Concepts généraux: Magnitude et extinction
Magnitude :
Convention adoptée : 2 étoiles différant d'une magnitude ont un rapport de
brillance de 1001/5 = 2.512 ; référence de l'échelle : Vega, m = 0
Relation entre magnitude et flux (en unités physiques) :
Si l'étoile 1 est plus brillante que l'étoile 2, le rapport des flux dans le
logarithme est inférieur à 1. Le second membre est donc négatif, et on a
bien m1 < m2.
Cette relation équivaut à la transformation d'une échelle linéaire (flux) en
une échelle logarithmique (magnitudes, perception de la brillance).
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Concepts généraux: Magnitude et extinction
Magnitude apparente et magnitude absolue:
Perception de la brillance d'une étoile :
- dépend de sa brillance intrinsèque
- dépend de sa distance
Introduction de la notion de magnitude absolue, pour accéder à une
comparaison directe des étoiles : magnitude d'une astre s'il était situé à une
distance standard (10 pc)
Chapitre 1: Environnements astronomiques
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Concepts généraux: Magnitude et extinction
Magnitude apparente et magnitude absolue:
Module de distance :
Chapitre 1: Environnements astronomiques
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Concepts généraux: Magnitude et extinction
Magnitude bolométrique :
Magnitude exprimée dans tout le spectre électromagnétique, par opposition
à une magnitude non-bolométrique qui n'est associée qu'à une fraction de la
lumière d'un astre (dans une bande spectrale donnée)
BC : correction bolométrique, exprimant la contribution à la lumière de
l'astre qui n'est pas exprimée dans la magnitude m (définie comme
étant négative!)
Usuellement, lorsqu'aucune précision particulière n'est fournie, une
magnitude est exprimée dans la bande visuelle (V, approximativement
centrée dans la bande passante de l'oeil humain). Toutefois, des bandes
dites photométriques standard ont été définies dans des domaines
spectraux divers, en fonction de l'usage scientifique qui peut en être fait.
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Concepts généraux: Magnitude et extinction
Extinction:
Atténuation l'intensité lumineuse le long de la ligne de visée :
- Absorption
- Diffusion
Origine : matière constitutive du milieu interstellaire
Impact de cette extinction (A) exprimé aussi en échelle de magnitude :
L'extinction est un phénomène sensible à la longueur d'onde de la lumière.
On peut donc définir également une extinction associée à chaque bande
spectrale considérée.
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Concepts généraux: Magnitude et extinction
Couleur:
Le concept de couleur, en photométrie, est simplement défini comme étant
la différence de magnitudes exprimées dans deux bandes distinctes
Par exemple : B – V
La couleur exprime localement la pente de l'émission de corps noir d'une
étoile. La notion de couleur est donc intimement liée à celle de température
effective.
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Concepts généraux: Nébuleuse de la Rosette
Halpha
Halpha, + RVB