Les objets astronomiques et leur observation

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Les objets astronomiques et leur observation

Option M1 Master Sciences, option Physique – 20h cours + 8h TD

S. Derrière – B. Vollmer – R. Ibata

L’astronomie

• L’astronomie est essentiellement une science d’observation

• Toute l’information sur l’univers provient de la lumière qui arrive jusqu’à nous

• Constance de la vitesse de la lumière -> voyage dans le temps

• Jusque dans les années 1940: uniquement

optique (visible), puis radioastronomie et

ouverture aux autres longueurs d’ondes

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Les ondes electromagnétiques

Le processus d’émission des ondes electromagnétiques

• L’émission continue – toute particule

ionisée qui est accélèrée ou freinée émet un photon

• Émission des raies atomiques ou

moléculaires

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Les processus d’émission I. Le corps noir

• Le continu thermique : le corps noir

– idéalement le corps noir est un corps opaque, isolé, à une température constante. Son émission à une longueur d’onde donnée ne dépend que de la température et est défini par la fonction de Planck :

• La loi de Wien donne la longueur d’onde du maximum d’émission de la fonction de Planck

le domaine de longueur d’onde visible s’étend de 0.4 à 0.8 µm

• La loi de Stephan-Boltzmann donne le flux total d’énergie (intégré sur toutes les longueurs d’ondes) émis par un corps noir à la température T :

• pour une étoile on a :

la luminosité est une valeur intrinsèque à l’étoile, contrairement à sa magnitude qui dépend de la distance

200 µm 15 K

Nuage moléculaire

9 µm 310 K

Etre humain

0.5 µm 5500 K

Soleil

visible

IR

radio

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Les processus d’émission: II. Les raies spectrales

• Atome de Bohr

– électrons en orbite képlérienne (comme des planètes) autour du noyaux – quantification de l’énergie par les orbites permises

– un électron en orbite, c’est à dire accéléré, devrait rayonner en permanence. L’atome de Bohr ne décrit donc pas correctement la nature mais la quantification de l’énergie et un pas énorme pour l’explication du spectre de raies, émises ou absorbées, des atomes.

-> Mécanique quantique

Lois de Kirchoff

• 1) un objet dense et chaud produit un spectre continu (corps noir).

• 2) si un corps froid peu dense est placé devant une source plus chaude, des raies en absorption apparaissent sur le spectre continu du corps chaud.

• 3) le corps froid émet un spectre en émission.

• Notez que le nuage froid peut apparaître en émission ou en absorption selon la nature du fond.

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Exemples de spectres

Composantes:

-continu

-raies en absorption ou émission

Le soleil en multi longueur d’onde

Lumière blanche:

photosphère Raie CaII

chromosphère

UV:

Chromosphère/

couronne

Rayons X:

couronne

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L’épaisseur optique

Intégration le long la ligne de visée:

Épaisseur optique:

L’atmosphère terrestre

Longueur d’onde

Altitude d’absorption

Observation au sol: radio, IR proche, visible

Observation spatiale: IR, UV, rayons X, rayons gamma

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Radio - cm

Effelsberg 100m - Allemagne Very Large Array (VLA) - USA

Radio - mm

IRAM 30m – Espagne IRAM Plateau de Bure - France

Stellar outflow

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Infrarouge

ISO Spitzer

M66 Cen A

Infrarouge proche

DENIS 2MASS NIR survey

Cen A Andromède

M31

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Télescopes optiques

M51

Cen A Hubble space telescope (HST) Very large telescope (VLT)

Ultraviolet (UV)

GALEX M51

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Rayons X

ROSAT XMM-Newton Chandra

M51 supernova remnants

La masse dans l’univers

• Étoiles

• Matière interstellaire: gaz ionisé, atomique ou moléculaire

• Poussière

• Masse sombre

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Que voit-on à quelle longueur d’onde

• Radio: continu: gaz ionisé chaud, émission synchrotron (électrons+champ magnétique); raies: hydrogène

atomique (HI, 21cm), molécules (mm)

• Infrarouge lointain (~100 µ m): poussière froide; moyen (~10 µ m): poussière chaude; proche: étoiles géantes

• Optique: étoiles, gaz ionisé chaud, poussière en absorption

• UV: étoiles (surtout jeunes)

• Rayons X: gaz ionisé très chaud (>1 million degrés)

L’effet Doppler

• Déplacement d’une raie émise par un objet qui bouge le long la ligne de visée

• Mesure de la vitesse radiale

• ∆λ / λ =v

_r

/c

λ: longueur d’onde v_r: vitesse radiale

c: vitesse de la lumière

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Luminosité et magnitudes

• Les distances

• La luminosité

• Les magnitudes

tan(θ)=D/d~θ d=1 radian/p’’ AU

=2.063e5/p’’ AU=1/p’’ pc 1 AU=1.496e13 cm

1 Ly=9.463e17 cm 1 pc=3.086e18 cm

magnitude apparente:

magnitude absolue M:

flux: F=L/(4πd²)

d D

Le système solaire

Échelle spatiale: AU

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La quête des exoplanètes

temps

brillance

temps

vitesse radiale

Le voisinage solaire

Échelle spatiale: ~10-100 pc

Infrarouge proche optique

région HII

nébuleuse planétaire

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Le voisinage solaire II

Nébuleuses planétaires: supernova remnants:

Optique optique (VLT) + rayons X (bleu)

La voie lactée

• ~100 milliard d’étoiles

• diamètre: ~30 kpc

• Vitesse de rotation ~200 km/s

• Matière interstellaire: plusieurs milliards de masses solaires

• Masse sombre

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Les amas stellaires

Amas globulaire – M13 amas ouvert – M35

La voie lactée II

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La séquence de Hubble

Les galaxies a noyaux actif (AGN)

• Galaxie dont le noyaux est plus brillant que le disque d’étoiles

• Source d’énergie: gravitation (trou noir)

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Les objets astronomiques et leur observation