Le rayonnement des astres

Résumé du document

Cours d'astrophysique de première année de licence de sciences décrivant le rayonnement des astres. Tout d'abord, il présente les éléments de photométrie (luminosité, exitance...), la magnitude des étoiles et l'analyse du rayonnement.

Extraits

[...] Soient deux étoiles de magnitudes apparentes m1 et m2, d'éclats apparents e1 et e2, m1-m2 = log (e1/e2) (Une différence de 5 mag. le rapport des éclats = 100.) Si l'une des étoiles est connue (m0 et e0) référence (Véga) m = - 2,5 log + m0 N.B. : La magnitude augmente quand l'éclat diminue. Deux étoiles de même éclat à l'oeil nu (éclat apparent visuel), mais l'une peut être beaucoup plus lointaine que l'autre, et intrinsèquement beaucoup plus brillante. [...]

[...] Le rayonnement des astres Eléments de photométrie (mesure quantitative de l'éclat des astres) Ptolémée (2e siècle. après J.C.) −classement des étoiles selon leur éclat (à l'oeil nu) grandeurs ou magnitudes Luminosité d'une étoile : Quantité totale d'énergie émise par l'étoile par unité de temps, sous forme de rayonnement (dans toutes les directions de l'espace et dans tout le domaine spectral) puissance (lumineuse) unité : Watt ex: Soleil = W TGV = 8,8 MW - centrale nucléaire = 5,5 GW - décollage fusée = 70 GW Exitance d'une étoile : Quantité d'énergie émise par l'étoile par unité de temps et par unité de surface réelle de la source. [...]

[...] Distance de Sirius = 9 a.l. On mesure donc des magnitudes apparentes, mais elles dépendent de la luminosité absolue des l'étoile et de leurs distances. Pour pouvoir les comparer, on définit la magnitude absolue : magnitude qu'aurait l'étoile si elle était placée à une distance standard de 10 pc. M = - 2,5 log + constante E : éclat de l'étoile située à 10 pc La magnitude absolue et la magnitude apparente sont reliées par la distance: Module de distance : m - M = - 5 + 5 log(d) En effet: m = - 2,5 log + cste et e = / M = - 2,5 log + cste et E = / m - M = log = log (100 / m - M = log (100) + 5 log m - M = 5 log 5 L'analyse du rayonnement Vers 1860 à Heidelberg: Kirchhoff et Bunsen lancent la spectroscopie, et identifient quantité d'éléments donnant lieu à des raies d'émission dans des flammes. [...]

[...] Kirchhoff a aussi montré que les raies sombres dans le spectre du Soleil sont dues aux mêmes espèces chimiques. La spectroscopie a joué et joue toujours un grand rôle. Elle nous permet d'analyser en détail la lumière des astres et d'en déduire leur température, leur composition chimique, etc. Le CORPS NOIR : objet théorique (idéal) Porté à une température il restitue l'énergie maximum sous forme d'un rayonnement caractéristique de T. Absorbant parfait (absorbe complètement toute radiation lumineuse extérieure). Emetteur (ou radiateur) parfait Rayonnement continu : corps noir hypothèse de Planck : rayonnement = quanta (les photons) Energie d'un photon = -34 J.s (cte de Planck) Cas idéal d'un corps dont absorptivité = émissivité = 1 Le rayonnement des corps noirs Energie rayonnée selon ( : Fonction de Planck L'aire sous la courbe de la fonction de Planck est l'exitance énergétique globale du corps noir. [...]

[...] Loi de Stefan-Boltzmann : M = (T4 cste de Stefan-Boltzmann : ( = 5,67 10-8 Wm-2K-4 Loi de Wien (1893) Les fonctions de Planck (spectres continus) présentent un maximum pour une longueur d'onde bien précise et différente selon la température du corps noir loi de Wien : T = constante = nm.K détermine la couleur des étoiles environ 550nm pour le Soleil (Teff=5780K) pour 300K, ⎣m=10000nm=10microns (ça c'est vous!) Application aux étoiles En première approximation on modélise une étoile par une sphère de rayon dont on définit la température effective Teff : c'est la température d'un corps noir rayonnant le même flux. L = M x = (Teff4 x Teff est en gros la température de surface de l'étoile. [...]