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photosphère ~ 1 à 0.1 % rayon total

« aperçu local ». photosphère ~ 1 à 0.1 % rayon total. Formation du Continu. 0.1 à 1 %. H et He. épaisseur ~ 0.01 rayon total. O. 90 % d’Hydrogène (= X). 9 % d’Hélium (= Y). C. 1 % d’autres éléments = métallicité (= Z). N. Fe. noyau. Photosphère. Bilan. ou. Absorptions.

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photosphère ~ 1 à 0.1 % rayon total

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Presentation Transcript

  1. « aperçu local » photosphère ~ 1 à 0.1 % rayon total

  2. Formation du Continu 0.1 à 1 % H et He épaisseur ~ 0.01 rayon total O 90 % d’Hydrogène (= X) 9 % d’Hélium (= Y) C 1 % d’autres éléments = métallicité (= Z) N Fe noyau Photosphère

  3. Bilan ou Absorptions Emissions

  4. Paramètres associés aux spectres photosphériques: Variation de paramètres « locaux » T(t) p(t) Paramètres « photosphériques » Température effective (Teff) Gravité superficielle (log g)1 Composition chimique = permettent de prédire la forme des spectres … également paramètres analogues aux paramètres stellaires fondamentaux Masse, Température, Luminosité et composition chimique 1 Logarithme de l’accélération gravifique exprimée en unité c.g.s.

  5. Intensité relative des raies spectrales Type spectral i.e. Température effective

  6. Nb d’électrons Complexité

  7. Intensité relative des raies spectrales Type spectral

  8. H H Type spectral : A7 V ~ 2 masses solaires H H He I He I Type spectral : B8 V ~ 3 masses solaires

  9. CH H Type spectral : G5 V ~ 1 masse solaire H H Type spectral : A7 V ~ 2 masses solaires

  10. Intensité relative des raies spectrales Type spectral Bon indicateur du type spectral et de la température effective !

  11. Hélium V Largeur équivalente III II Température effective Abondance plus grande = surface de raie plus grande largeur équivalente plus grande Type spectral : B2 V H He I Les éléments les plus légers on également un profil de raie différent de celui des autres éléments

  12. Quelles causes d’élargissement des raies spectrales … l Une absorption à une longueur d’onde donnée ! l Absorption de la lumière par un atome l H Conditions « idéales »: Durée de vie infinie des niveaux d’énergie Atome au repos ( Température = 0 K ) Atome isolé (pas de collisions = pression nulle)

  13. Quelles causes d’élargissement des raies spectrales … l Absorption de la lumière par un atome l  Dl H Conditions réelles: Atome en mouvement ( Température > 0 K ) Forme « gaussienne » l Influence le corps de la raie

  14. Quelles causes d’élargissement des raies spectrales … l  Dl l Absorption de la lumière par un atome l H Conditions réelles: Plusieurs atomes qui interagissent (pression non nulle) H Forme « lorentzienne » Influence les ailes

  15. Quelles causes d’élargissement des raies spectrales … l l  Dl Absorption de la lumière par un atome l  Dl H Conditions réelles: Atome en mouvement ( Température > 0 K ) Plusieurs atomes qui interagissent (pression non nulle) H Profil réel d’une raie = convolution d’un profil gaussien et d’un profil lorentzien

  16. Quelles causes d’élargissement des raies spectrales … l l  Dl Absorption de la lumière par un atome l  Dl H Conditions réelles: Atome en mouvement ( Température > 0 K ) Plusieurs atomes qui interagissent (pression non nulle) H Sensible à la pression Profil de Voigt = Profil réel d’une raie = convolution d’un profil gaussien et d’un profil lorentzien Sensible à la température

  17. Quelles causes d’élargissement des raies spectrales … l l  Dl Absorption de la lumière par un atome l  Dl H Conditions réelles: Atome en mouvement ( Température > 0 K ) Plusieurs atomes qui interagissent (pression non nulle) H Sensible à la pression Profil de Voigt = Profil réel d’une raie = convolution d’un profil gaussien et d’un profil lorentzien Sensible à la température Egalement sensible à la composition chimique

  18. Naine A0 log g = 4.0

  19. Naine A0 log g = 4.0 Supergéante A0 log g = 2.5

  20. Hélium V Largeur équivalente III II Température effective Largeur équivalente d’une raie d’hydrogène Largeur équivalente V III I Température effective Pour Teff < 8500 K, les raies d’hydrogène sont sensibles à la Teff Pour Teff > 8500 K, les raies d’hydrogène sont sensibles à la Teff et au log g

  21. http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/Gray/frames.html Principaux critères de température et de log g: Etoiles O: Apparition de l’He II notamment à l = 4542, 4200 A Diminution des raies de l’He I et des raies d’Hydrogène Etoiles B: Raies de l’He I atteignent leur intensité maximale (p.ex. l = 4471, 4388, 4026 A …) Raies d’Hydrogène Etoiles A: Raies d’hydrogène atteignent leur intensité maximale Raies des métaux 1x ionisés

  22. http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/Gray/frames.html Principaux critères de température et de log g: Etoiles F: Les raies d’hydrogène diminuent Apparition de la bande moléculaire G du CH Raies de métaux 1x ionisés Etoiles G: Les raies d’hydrogène continuent de disparaître Bande moléculaire G du CH atteint son maximum Apparition de raies de métaux neutres. Etoiles K: Raies de métaux neutres Disparition des métaux ionisés Apparition de molécules plus complexes

  23. Quelles causes d’élargissement des raies spectrales … Elargissement surface = cste

  24. Quelles causes d’élargissement des raies spectrales … 1. Rotation axiale de l’étoile Ex: Angle d’inclinaison = 90 degrés Véqu. + élargissement à surface constante Véqu.

  25. Quelles causes d’élargissement des raies spectrales … 1. Rotation axiale de l’étoile Ex: Angle d’inclinaison = 45 degrés Véqu. x sin (i) ~ 0.7 x Véqu. + élargissement à surface constante Véqu. x sin (i) ~ 0.7 x Véqu.

  26. Quelles causes d’élargissement des raies spectrales … Vitesse apparente (V sin i = 0 km/s) Type spectral : B8 V He H

  27. Quelles causes d’élargissement des raies spectrales … Si i = 90 ° : Période de révolution ~ 3 jours Vitesse apparente (V sin i = 50 km/s) Type spectral : B8 V He H Ne pas oublier la résolution spectrale instrumentale !

  28. Température effective (K) Lien avec type spectral et classe de luminosité Log g < 2.5 2.5 < Log g < 3.5 3.5 < Log g < 4.0 Log g > 4.0

  29. Température et type spectral http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-data_query?bibcode=1994AJ....107..742G&db_key=AST&link_type=ABSTRACT&high=40a3454dff13983

  30. Quelques liens: • http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/Gray/frames.html • Atlas spectral • Voir également programme SPECTRUM • http://physics.nist.gov/PhysRefData/ASD/index.html • Liste de raies spectrales • http://www.ucm.es/info/Astrof/invest/actividad/spectra.html • Page de liens vers des catalogues et des atlas de spectres • calculés et observés • http://nova.astro.umd.edu/Synspec43/synspec.html • Programme SYNSPEC + spectres synthétiques

  31. CDROM: Quelques spectres synthétiques en format pdf Programme lhires (fortran) d’ajustement pour dos? Programme lhires (fortran) d’ajustement pour linux Spectres tests pour les ajustements (resolution spectrale: 12000) Programme pour la correction des vitesses radiales Pour le calcul de HJD voir http://www.physics.sfasu.edu/astro/javascript/hjd.html

  32. CDROM: Compilateurs Répertoire contenant la grille de spectres synthétiques Uniquement utilisable entre 4000 et 4500 A ! Répertoire de travail Librairie minuit (minimisation par moindres carrés) Liste des paramètres utilisés pour le calcul de la grille (Teff, logg) Lancer le fichier « make.bat » devrait construire la librairie minuit et compiler le programme lhires.f dans le répertoire de travail.

  33. CDROM: Contrôle des paramètres à ajuster Spectre à ajuster Régions spectrales à ajuster Fichier *.inp : introduction de données. Ajustement final sauvegardé dans « fit.out » (col. 1: longueurs d’onde; 2: Observations; 3: Ajustement) Paramètres finaux imprimés sur l’écran (ne pas tenir compte des erreurs affichées).

  34. Minuit.inp: Indice des paramètres à ajuster, ou pas Nom des paramètres à ajuster, ou pas Valeur initiale Limites de validité Erreur estimée sur la valeur initiale Si = 0, alors le paramètre n’est pas ajusté. Demande la minimisation des paramètres libres Si la commande ne s’y trouve pas, alors le programme fourni un spectre synthétique calculé pour les valeurs indiquées. A noter que si les longueurs d’onde n’ont pas été corrigées, RV est la vitesse radiale topocentrique. Elle doit être ramenée au barycentre du système solaire. (voir programme bcv.f ) http://users.skynet.be/yves.fremat/larochelle.htm Yves.fremat@oma.be

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